Isaac Asimov.
    IL LIBRO DI FISICA.

    Titolo originale: "Asimov's New Guide to Science".
    Traduzione di: Carla Sborgi.
    Copyright 1984 by Basic Books, Inc.
    Copyright 1986 Arnoldo Mondadori Editore S.p.A.

    NOTA SULL'AUTORE:
    ISAAC ASIMOV,  nato in Russia nel 1912,  è il  più  celebre  narratore
    americano  di  fantascienza,  oltre che affermato biologo e docente di
    biochimica all'Istituto Medico della Boston  University.  Tra  le  sue
    opere  ricordiamo:  "Neanche  gli  Dei",  "Il collasso dell'universo",
    "Civiltà extraterrestri",  "Passato e futuro",  "Catastrofi a scelta",
    "Le  grandi  storie  della  fantascienza",  "Esplorando  la terra e il
    cosmo",  "Le parole della  scienza",  "Il  vagabondo  delle  scienze",
    "Fondazione", "Tutti i miei robot".

    SOMMARIO.

    PRIMO VOLUME.

    Prefazione: pagina 8.

    Capitolo 1. COSA E' LA SCIENZA?: pagina 11.
    Il  desiderio  di sapere;  I greci;  La geometria e la matematica;  Il
    processo deduttivo;  Il Rinascimento e  Copernico;  Sperimentazione  e
    induzione; La scienza moderna.

    Capitolo 2. L'UNIVERSO: pagina 43.
    Dimensioni  dell'universo;  Le  prime  misurazioni:  - Misurazione del
    sistema solare - Le stelle più lontane - Misurazione della  luminosità
    di  una  stella  -  Determinazione  delle  dimensioni della galassia -
    L'universo si ingrandisce - Galassie a spirale - Ammassi di  galassie;
    La  nascita  dell'universo:  L'età  della terra - Il sole e il sistema
    solare - Il big  bang;  La  morte  del  sole:  Novae  e  supernovae  -
    L'evoluzione delle stelle;  Le finestre sull'universo: Il telescopio -
    Lo spettroscopio - La fotografia - La radioastronomia - Al di là della
    nostra galassia;  I nuovi oggetti: Le quasar - Le stelle di neutroni -
    I buchi neri - Lo spazio «vuoto».

    Capitolo 3. IL SISTEMA SOLARE: pagina 191.
    Nascita  del  sistema solare;  Il sole;  La luna: Misure relative alla
    luna - Viaggi verso la luna - I razzi - Esplorazione della luna -  Gli
    astronauti e la luna;  Venere e Mercurio: Misure relative ai pianeti -
    L'esplorazione di Venere  per  mezzo  di  sonde  -  L'esplorazione  di
    Mercurio per mezzo di sonde; Marte: Mappe di Marte - L'esplorazione di
    Marte per mezzo di sonde - I satelliti di Marte; Giove: I satelliti di
    Giove  -  Forma  e  superficie  di  Giove - La composizione di Giove -
    L'esplorazione di Giove per mezzo di sonde;  Saturno:  Gli  anelli  di
    Saturno  -  I  satelliti  di  Saturno;  I pianeti più esterni: Urano -
    Nettuno - Plutone;  Gli asteroidi: Asteroidi al di là  dell'orbita  di
    Marte - «Earth grazers» e oggetti Apollo; Le comete.

    Capitolo 4. LA TERRA: pagina 338.
    Forma e dimensioni: La terra è una sfera - Misurazioni del geoide - Il
    peso  della  terra;  Struttura  della terra: I terremoti - I vulcani -
    Formazione della crosta terrestre - Il nucleo liquido  -  Il  mantello
    terrestre  -  L'origine  della  luna  -  La  terra  è  stata liquida?;
    L'oceano: Le correnti - Le risorse dell'oceano - I fondali oceanici  e
    le  trasformazioni  dei  continenti  -  La  vita negli abissi marini -
    Immersioni a grande profondità;  Le calotte polari: Il polo nord -  Il
    polo sud - L'Antartide - L'Anno Geofisico Internazionale - I ghiacciai
    - Cause delle glaciazioni.

    Capitolo 5. L'ATMOSFERA: pagina 459.
    Gli involucri di aria: Misure dell'atmosfera - Viaggi nell'aria; I gas
    presenti   nell'aria:   Gli   strati  inferiori  dell'atmosfera  -  La
    stratosfera - La ionosfera;  I magneti: Magnetismo ed elettricità - Il
    campo  magnetico  terrestre  -  Il  vento  solare  - La magnetosfera -
    Magnetosfere  planetarie;   Meteore  e  meteoriti:  Le  meteore  -   I
    meteoriti;  L'atmosfera:  come  si è formata e come è stata trattenuta
    dalla terra: La velocità di fuga - L'atmosfera originaria.

    Capitolo 6. GLI ELEMENTI: pagina 559.
    La tavola periodica: Le prime teorie - La teoria atomica -  La  tavola
    periodica  di Mendeleev - I numeri atomici;  Gli elementi radioattivi:
    Identificazione degli elementi - Alla ricerca degli elementi  mancanti
    -  Elementi  transuranici  - Elementi superpesanti;  Gli elettroni: La
    periodicità della tavola periodica - I gas  nobili,  o  inerti  -  Gli
    elementi  della serie delle terre rare - Gli elementi di transizione -
    Gli attinidi;  I gas: Liquefazione -  Il  carburante  per  i  razzi  -
    Superconduttori e superfluidi - Criogenia - Alte pressioni; I metalli:
    Ferro e acciaio - I nuovi metalli.

    SECONDO VOLUME (nel secondo floppy disk).

    Capitolo 7. LE PARTICELLE.
    L'atomo   nucleare:  Identificazione  delle  particelle  -  Il  nucleo
    dell'atomo;  Isotopi: Mattoni uniformi - Sulle tracce delle particelle
    - La trasmutazione degli elementi;  Nuove particelle: Il neutrone - Il
    positrone - Elementi radioattivi - Acceleratori  di  particelle  -  Lo
    spin  delle particelle - I raggi cosmici - La struttura del nucleo;  I
    leptoni:  Neutrini  e  antineutrini  -  La  caccia   al   neutrino   -
    L'interazione nucleare - Il muone - Il tauone - La massa del neutrino;
    Adroni  e  quark:  Pioni  e mesoni - Barioni - La teoria dei quark;  I
    campi: L'interazione elettromagnetica - Le leggi  di  conservazione  -
    Una teoria unitaria dei campi.

    Capitolo 8. LE ONDE.
    La luce: La natura della luce - La velocità della luce - Il radar - La
    propagazione  delle  onde  luminose  attraverso lo spazio - I monopoli
    magnetici -  Moto  assoluto;  Relatività:  Le  equazioni  di  Lorentz-
    FitzGerald - La radiazione e la teoria dei quanti di Planck - Einstein
    e  il  dualismo  onda-particella  -  La  teoria  della relatività - Lo
    spazio-tempo e il paradosso degli orologi - La  gravità  e  la  teoria
    della  relatività  generale di Einstein - Verifiche della teoria della
    relatività generale;  II calore: Misurazione della temperatura  -  Due
    teorie  del  calore  -  Il  calore  come energia - Il calore e il moto
    molecolare;   Massa  ed  energia;   Onde  e  particelle:   Microscopia
    elettronica   -   Gli   elettroni   come   onde   -  Il  principio  di
    indeterminazione.

    Capitolo 9. LA MACCHINA.
    Fuoco  e  vapore:  Tecnologia  primitiva  -  La  macchina  a   vapore;
    L'elettricità: Elettricità statica - Elettricità dinamica - Produzione
    dell'elettricità  -  Prime applicazioni tecnologiche dell'elettricità;
    Tecnologia elettrica: Il telefono - Registrazione del suono - La  luce
    artificiale  prima  dell'elettricità - La luce elettrica - Fotografia;
    Motori a combustione interna: L'automobile - L'aeroplano; Elettronica:
    La radio - La televisione - Il transistor;  Maser e laser: I maser - I
    laser.

    Capitolo 10. IL REATTORE.
    L'energia:  Carbone e petrolio: combustibili fossili - Energia solare;
    Uso bellico del nucleo: La scoperta della fissione  -  La  reazione  a
    catena  -  La  prima  pila  atomica  -  L'Era  nucleare  - La reazione
    termonucleare;  Uso pacifico del nucleo: Navi a propulsione nucleare -
    Reattori   nucleari  per  la  produzione  di  elettricità  -  Reattori
    autofertilizzanti  -  I  pericoli  della  radiazione  -  Utilizzo  dei
    prodotti   di  fissione  -  Ricaduta  radioattiva;   Fusione  nucleare
    controllata.

    BIBLIOGRAFIA.

    IL LIBRO DI FISICA.

    A Janet Jeppson Asimov
    che divide con me
    gli interessi scientifici
    e tutti gli altri aspetti della mia vita

    PREFAZIONE.

    Il rapido progresso della scienza suscita l'interesse  e  l'entusiasmo
    di  tutti  coloro  che  sono  sensibili  al  fascino  delle indomabili
    possibilità dello spirito umano e ai  continui  successi  mietuti  dal
    metodo  scientifico  quale  strumento  per  penetrare  le  complessità
    dell'universo.
    Ma qual è la situazione di una persona che voglia essere continuamente
    aggiornata su tutte le fasi del progresso scientifico,  con  lo  scopo
    deliberato  di  farsene  portavoce presso il vasto pubblico?  Per tale
    persona,  interesse ed entusiasmo  sono  temperati  da  una  sorta  di
    disperazione.
    La  scienza  non  è mai ferma: essa è come un panorama che si dissolve
    impercettibilmente  e  si  trasforma  sotto  i  nostri  occhi.  Non  è
    possibile   in   un  momento  qualsiasi  coglierla  in  tutti  i  suoi
    particolari senza trovarsi immediatamente superati.
    Nel 1960 veniva pubblicata "The Intelligent Man's Guide to Science", e
    immediatamente  essa  era  superata  dal  progredire  della   scienza;
    pertanto nel 1965 usciva "The New Intelligent Man's Guide to Science",
    per poter prendere in considerazione, per esempio, le quasar e i laser
    (non  ancora noti nel 1960,  eppure già diventati termini familiari un
    paio di anni dopo).
    Ma la scienza proseguiva inesorabilmente: dopo il 1965  con  argomenti
    nuovi,  come le pulsar,  i buchi neri,  la deriva dei continenti,  gli
    uomini sulla luna, il sonno REM, le onde gravitazionali,  l'olografia,
    l'AMP ciclico e così via.
    Era dunque tempo di procedere a un'altra edizione,  la terza.  Ma come
    dovevamo chiamarla?  Evidentemente non: "The New New Intelligent Man's
    Guide to Science"; perciò l'abbiamo chiamata, semplicemente, "Asimov's
    Guide to Science"; essa è stata pubblicata nel 1972.
    Ma  la  scienza si è rifiutata ancora una volta di arrestarsi.  Ormai,
    grazie alle nostre sonde spaziali, se ne sapeva abbastanza sul sistema
    solare da rendere necessario un apposito capitolo.  E ora  abbiamo  le
    nuove  teorie  sull'universo inflazionario,  sulla fine dei dinosauri,
    sui quark, sui gluoni, come pure le teorie unitarie dei campi e quelle
    dei monopòli magnetici; per non parlare della crisi energetica,  degli
    home computer,  dei robot, dell'evoluzione punteggiata, degli oncogeni
    e di una quantità di altre cose.
    Era dunque tempo di procedere a un'altra edizione,  la quarta;  e dato
    che  ho cambiato titolo a ogni nuova edizione,  così farò anche questa
    volta: ecco dunque "Asimov's New Guide to Science".

    New York, 1984
    Isaac Asimov.

    Capitolo 1.
    COSA E' LA SCIENZA?

    All'inizio, si può dire, c'era la curiosità.
    La curiosità, l'intenso desiderio di sapere, non compare nella materia
    morta,  e sembra non essere caratteristica neppure di certe  forme  di
    organismi  viventi,  che,  proprio  per  tale  ragione,  a gran fatica
    riusciamo a considerare come viventi.
    Un albero non mostra curiosità per il suo ambiente, almeno in modo per
    noi riconoscibile;  lo stesso vale per una  spugna  o  un'ostrica:  il
    vento,  la pioggia,  le correnti dell'oceano apportano loro ciò di cui
    abbisognano, ed essi ne traggono quello che possono.  Se il caso fa sì
    che ciò che giunge a loro siano il fuoco,  un veleno,  dei predatori o
    dei parassiti,  essi  muoiono  stoicamente  e  tacitamente  come  sono
    vissuti.
    Tuttavia   fin  dai  primi  stadi  dell'evolversi  della  vita  alcuni
    organismi svilupparono un moto indipendente;  ciò costituì per loro un
    progresso  enorme  dal punto di vista del controllo dell'ambiente.  Un
    organismo capace di muoversi  non  doveva  più  aspettare  in  passiva
    immobilità  che  il  cibo  giungesse  fino  a lui,  ma andava alla sua
    ricerca.
    Così  l'avventura  entrò  nel  mondo  -  e  con  essa  la   curiosità.
    L'individuo  che  esitava  nella  caccia competitiva per il cibo,  che
    svolgeva le sue indagini in modo eccessivamente  abitudinario,  moriva
    di  fame.  Assai  presto  la  curiosità per l'ambiente fu imposta come
    condizione per la sopravvivenza.
    Il paramecio unicellulare che si  aggira  qua  e  là  in  una  ricerca
    casuale  non  può  avere  delle  volizioni e dei desideri nello stesso
    senso in cui li abbiamo noi,  ma possiede un impulso,  magari soltanto
    di  natura fisico-chimica,  che lo spinge a comportarsi come se stesse
    esplorando il proprio ambiente in cerca di cibo o di sicurezza,  o  di
    entrambi. E questo «atto di curiosità» è quello che noi più facilmente
    riconosciamo  come  qualcosa  di  inseparabile  dal genere di vita più
    affine alla nostra.
    Via via che gli organismi divennero più complicati,  i loro organi  di
    senso  si  moltiplicarono,  diventando  sia  più  complessi,  sia  più
    sensibili.  Dall'ambiente esterno vennero ricevuti più numerosi e  più
    diversificati  messaggi,  che  informavano  sull'ambiente  stesso.  Al
    contempo si sviluppò (non sappiamo se come causa o come  effetto)  una
    complessità sempre maggiore del sistema nervoso,  lo strumento vivente
    che interpreta e immagazzina i dati raccolti dagli organi di senso.

    IL DESIDERIO DI SAPERE.
    A  un  certo  momento  la  capacità  di  ricevere,   immagazzinare   e
    interpretare i messaggi provenienti dal mondo esterno può andare oltre
    la  pura e semplice necessità.  Un organismo può trovarsi in uno stato
    di sazietà,  e può darsi che,  sul momento,  non vi siano pericoli  in
    vista. Cosa fa a questo punto?
    Può cadere in uno stato di torpore come quello dell'ostrica. Ma almeno
    gli   organismi  superiori  mostrano  un  forte  istinto  a  esplorare
    l'ambiente.  La potremmo  definire  una  curiosità  oziosa;  anche  se
    possiamo sorriderne, è sulla sua base che valutiamo l'intelligenza. Il
    cane,  nei  momenti di ozio,  annusa pigramente a destra e a sinistra,
    drizzando le orecchie a certi suoni che noi  non  siamo  in  grado  di
    udire;  ed è per questo che lo giudichiamo più intelligente del gatto,
    che nei momenti di ozio si liscia il pelo o si stira voluttuosamente e
    pigramente e si addormenta.  Più il cervello è progredito,  maggiore è
    l'impulso  a  esplorare,  maggiore  il  «sovrappiù  di curiosità».  La
    scimmia è proverbiale per la sua curiosità.  Il suo  piccolo  cervello
    affaccendato  non  può  fare  a meno di interessarsi a tutto ciò che è
    alla sua portata;  e sotto questo aspetto,  come  sotto  molti  altri,
    l'uomo non è che una superscimmia.
    Il  cervello  umano  è  il  pezzo  di materia organizzato nel modo più
    meraviglioso di  tutto  l'universo  conosciuto;  la  sua  capacità  di
    ricevere,  organizzare  e  immagazzinare  dati  supera  enormemente le
    necessità ordinarie della vita.  E' stato calcolato che,  nel corso di
    una  vita,  l'essere umano è in grado di apprendere fino a 15 trilioni
    di informazioni elementari.
    E' a questa possibilità in più che dobbiamo la nostra suscettibilità a
    essere afflitti da una  malattia  estremamente  penosa,  la  noia.  Un
    essere  umano  che sia obbligato a vivere in una situazione in cui non
    ha l'opportunità di utilizzare il proprio cervello salvo che  per  una
    sopravvivenza  a  livello minimo,  proverà gradualmente una varietà di
    sintomi   spiacevoli,    che    possono    raggiungere    una    seria
    disorganizzazione  mentale.  Il  fatto è che l'essere umano normale ha
    una  curiosità  intensa  e  insopprimibile;  se  una  persona  non  ha
    l'opportunità  di  soddisfarla  in  un  modo immediatamente utile,  la
    soddisferà  diversamente  -  magari  in  un  modo   indesiderabile   o
    biasimevole  che  può  attirarsi  commenti  come l'invito a «badare ai
    fatti propri».
    Le grandi potenzialità  della  curiosità  umana,  pur  comportando  il
    pericolo  di  una  punizione,  sono riflesse nei miti e nelle leggende
    della razza umana.  I greci crearono il mito del vaso  di  Pandora:  a
    Pandora,  la  prima donna,  venne donato un vaso con la proibizione di
    aprirlo,  ma lei si  affrettò  a  scoperchiarlo  (reazione  abbastanza
    naturale)  e  lo  trovò  pieno  degli  spiriti  della malattia,  della
    carestia,  dell'odio e di tutti i mali possibili - che sfuggirono  dal
    vaso, e da allora hanno afflitto l'intero mondo.
    Nel  racconto  biblico della tentazione di Eva appare evidente (per lo
    meno a me) che il compito del serpente era il più facile del mondo,  e
    che  avrebbe  potuto  risparmiarsi  la fatica di parlare: la curiosità
    avrebbe comunque spinto Eva ad assaggiare il  frutto  proibito,  anche
    senza  che  qualcuno la tentasse dall'esterno.  Se la vostra mentalità
    tende  a  dare  un'interpretazione  allegorica  della  Bibbia,  potete
    concepire  il  serpente  come  la  semplice rappresentazione di questa
    pulsione interiore.  Nella raffigurazione tradizionale  di  Eva  sotto
    l'albero  con  il  frutto proibito in mano,  il serpente attorcigliato
    intorno a un ramo potrebbe portare la scritta «curiosità».
    Se è vero che la curiosità,  come tutte le pulsioni umane,  può essere
    usata per fini ignobili - l'intrusione indiscreta nell'intimità altrui
    che  ha  finito  per dare al termine una connotazione negativa - è pur
    vero che essa resta uno degli attributi più nobili della mente  umana.
    Infatti, la sua definizione più semplice è: «desiderio di sapere».
    Questo  desiderio  trova  la sua prima espressione nelle risposte alle
    esigenze pratiche della vita umana: come seminare nel modo migliore  e
    ottenere i più abbondanti raccolti,  come fabbricare nel modo migliore
    archi e frecce,  come meglio tessere abiti -  in  breve,  nelle  «arti
    applicate».  Ma  cosa  accade quando è stata ormai acquisita una certa
    padronanza di queste tecniche relativamente limitate, quando i bisogni
    pratici sono  stati  soddisfatti?  Inevitabilmente,  il  desiderio  di
    sapere conduce ad attività meno limitate e più complesse.
    Appare  evidente  che le «belle arti» (nate con lo scopo di soddisfare
    embrionali bisogni spirituali,  dai contorni ancora indefiniti)  hanno
    avuto origine dalla noia.  Certamente è anche possibile trovare, e con
    facilità,  motivazioni e scopi più concreti per le belle arti: pitture
    e statuette erano usate,  per esempio,  come amuleti per propiziare la
    fertilità e come simboli religiosi.  Tuttavia,  non si può fare a meno
    di  sospettare  che tali oggetti siano venuti prima,  e che solo in un
    secondo tempo sia sorto il loro uso specifico.
    Anche affermare che le arti sono sorte dal senso  del  bello  potrebbe
    equivalere a mettere il carro avanti ai buoi.  Una volta sviluppate le
    arti,  era inevitabile che  esse  venissero  raffinate  ed  estese  in
    direzione  della  bellezza,  ma  anche se questo non fosse accaduto le
    belle arti si sarebbero ugualmente sviluppate.  Quel che è certo è che
    esse  precedono  ogni  possibile  esigenza  o utilizzazione,  salvo il
    bisogno elementare di occupare più completamente possibile la mente.
    Non è solo la produzione di un'opera artistica a occupare la mente  in
    maniera  soddisfacente: anche la contemplazione o il godimento di tale
    opera assolve per il fruitore un'analoga funzione.  Una  grande  opera
    d'arte  è  tale  precisamente perché offre uno stimolo che non sarebbe
    facile trovare altrove.  Essa contiene abbastanza dati di  complessità
    sufficiente a indurre il cervello a esercitarsi al di là dello stretto
    necessario;   e   tale   esercitazione,   a   meno   di   non   essere
    irreparabilmente rovinati dalla routine od ottusi, risulta gradevole.
    Ma  se  la  pratica  delle  belle  arti  costituisce   una   soluzione
    soddisfacente  al  problema  del  tempo  libero,  essa  non è priva di
    svantaggi: richiede infatti,  oltre a una  mente  attiva  e  creativa,
    un'abilità  fisica.   E'  altrettanto  interessante  perseguire  delle
    attività mentali che coinvolgono la sola mente,  senza l'intervento di
    abilità manuali;  e, ovviamente, una simile attività esiste: si tratta
    della ricerca della conoscenza pura,  non già  allo  scopo  di  «fare»
    qualcosa, ma per se stessa.
    Sembra  dunque  che  il  desiderio  di  sapere  conduca  entro  domini
    successivi di livello spirituale sempre più elevato, in cui la mente è
    più efficacemente occupata - conduca cioè dal dominio della conoscenza
    volta a compiti utili al dominio della conoscenza volta  a  realizzare
    opere estetiche, a quello della conoscenza «pura».
    La  conoscenza  perseguita  per  amore solo del sapere è quella che va
    alla ricerca di risposte a domande come le seguenti: quanto è alto  il
    cielo? perché cade una pietra? Questa è curiosità pura - curiosità del
    tutto oziosa,  e quindi forse imperiosa al grado massimo.  Dopo tutto,
    sembra che non serva a nulla sapere quanto sia alto il cielo o  perché
    una  pietra  cada.  Il  cielo  lassù  non  interferisce  con le nostre
    faccende; per quanto riguarda poi la pietra, sapere perché cada non ci
    aiuta a schivarla meglio o a rendere meno duro il colpo,  se  essa  ci
    raggiunge.  Eppure  sono  sempre  esistite  persone  che si sono poste
    queste domande apparentemente inutili e hanno cercato di  rispondervi,
    spinte  dal  puro  desiderio di sapere - a prescindere dalla necessità
    assoluta di tenere il cervello in attività.
    Il metodo più ovvio da adottare di fronte a domande di  questo  genere
    consiste nel mettere insieme una risposta esteticamente soddisfacente,
    una risposta, cioè, che presenti sufficienti analogie con quanto è già
    noto come comprensibile e plausibile.  L'espressione «mettere insieme»
    è piuttosto arida e poco romantica.  Gli antichi amavano concepire  il
    processo   della   scoperta  come  un'ispirazione  delle  Muse  o  una
    rivelazione proveniente  dal  cielo;  ma  in  tutti  i  casi,  che  si
    trattasse  di  ispirazione,  di  rivelazione  o  del  tipo di pensiero
    creativo che inventa le storie,  le spiegazioni si sono sempre fondate
    in prevalenza sull'analogia.  Il fulmine è distruttivo e terrificante,
    ma appare, dopo tutto,  scagliato in modo analogo a un'arma,  e arreca
    lo  stesso  danno  di  un'arma  da  lancio  - sia pure fantasticamente
    violenta.  Una simile arma deve essere brandita da qualcuno che  abbia
    dimensioni  altrettanto favolose,  ed è così che il fulmine diventa il
    martello  di  Thor  o  il  dardo   fiammeggiante   di   Zeus.   L'arma
    sovrannaturale è brandita da un uomo sovrannaturale.
    Così  nasce  un  mito.  Le  forze della natura vengono personificate e
    diventano dei.  I miti interagiscono tra  loro,  vengono  costruiti  e
    perfezionati da generazioni di narratori, al punto che spesso ne viene
    oscurato il significato originario.  Alcuni miti possono degenerare in
    storielle amene (o in racconti osceni), mentre altri possono acquisire
    un contenuto etico di  un  certo  peso,  che  consente  di  introdurli
    significativamente nel contesto di una grande religione.
    Anche la mitologia,  come l'arte,  può essere pura o applicata. I miti
    possono essere conservati per il loro fascino estetico, oppure piegati
    all'uso concreto,  utile agli  esseri  umani.  Per  esempio,  i  primi
    coltivatori  si preoccupavano molto del fenomeno della pioggia e delle
    ragioni per cui essa cadeva in  modo  tanto  capriccioso.  La  pioggia
    fecondatrice  che  dal  cielo  cadeva  sulla terra presentava un'ovvia
    analogia con l'atto sessuale;  pertanto,  personificando il cielo e la
    terra,  gli  esseri  umani  trovarono  una  facile  spiegazione  della
    presenza o dell'assenza della pioggia: la  dea-terra  o  il  dio-cielo
    erano  bendisposti  o irati,  a seconda dei casi.  Una volta accettato
    questo mito,  i coltivatori avevano una base plausibile  dell'arte  di
    richiamare  la  pioggia  - cioè l'arte di placare la divinità con riti
    appropriati,  che potevano anche avere un  carattere  orgiastico,  nel
    tentativo di influenzare mediante l'esempio il cielo e la terra.

    I GRECI.
    I  miti  greci  sono  tra  i  più belli e i più complessi della nostra
    letteratura occidentale e  del  nostro  patrimonio  culturale;  furono
    tuttavia  proprio  i  greci a introdurre,  a un dato momento,  il modo
    opposto di concepire l'universo  -  come  qualcosa  di  impersonale  e
    inanimato. Per i creatori di miti tutti gli aspetti della natura erano
    essenzialmente  umani  per  la  loro  imprevedibilità.  Per maestosi e
    possenti  che  fossero  le   personificazioni,   per   sovrumani   che
    apparissero  i poteri di Giove o di Ishtar o di Iside o di Marduk o di
    Odino,  queste divinità erano anche,  proprio come i  semplici  esseri
    umani, frivole, capricciose, emotive, capaci di comportamenti violenti
    per  motivi  di  poco  conto,  sensibili  alle  lusinghe come bambini.
    Fintantoché l'universo era controllato da tali divinità  arbitrarie  e
    imprevedibili,  non vi era alcuna speranza di poterlo comprendere,  ma
    solo una vaga speranza di poterselo rendere amico. Invece,  secondo il
    nuovo  modo  di  vedere  dei  pensatori  greci  di un'epoca più tarda,
    l'universo  era  una  macchina  governata  da  leggi  inflessibili.  I
    filosofi   greci   ora   si   dedicavano   allo  stimolante  esercizio
    intellettuale di  cercare  di  scoprire  esattamente  quali  potessero
    essere le leggi di natura.
    Il  primo ad accingersi a tale impresa,  stando alla tradizione greca,
    fu Talete di Mileto, circa nel 600 avanti Cristo.  A lui fu attribuito
    un  numero  inverosimile di scoperte dagli scrittori greci posteriori;
    ma potrebbe esser stato proprio lui a introdurre nel  mondo  greco  le
    conoscenze  raccolte dai babilonesi.  A quanto pare la sua impresa più
    spettacolare fu la predizione di un'eclissi per il 585 avanti Cristo -
    eclissi che in effetti si verificò.
    Impegnandosi in questo esercizio intellettuale,  i greci  naturalmente
    partivano dal presupposto che la natura «giocasse» lealmente; cioè che
    essa,  affrontata  nel modo giusto,  avrebbe svelato i propri segreti,
    senza cambiare posizione o atteggiamento a metà  del  gioco.  (Più  di
    duemila  anni  dopo,  Albert  Einstein  avrebbe espresso questa stessa
    convinzione nella sua famosa frase: «Dio potrà essere sottile,  ma non
    è  malizioso».) Si riteneva inoltre che le leggi di natura,  una volta
    trovate, sarebbero state comprensibili. Questo ottimismo dei greci non
    ha mai del tutto abbandonato la razza umana.
    Questa fiducia nel fair-play della natura spingeva gli esseri umani  a
    elaborare  un  metodo  con  cui  risalire  sistematicamente alle leggi
    sottostanti a partire dai dati osservativi.  Progredire  da  un  punto
    all'altro mediante regole di ragionamento stabilite vuol dire usare la
    «ragione».  Chi  ragiona  può  usare  l'«intuizione»  come  guida alla
    ricerca di risposte,  ma deve attenersi  a  una  logica  rigorosa  nel
    mettere  alla  prova  una  data teoria.  Facciamo un esempio piuttosto
    semplice: se il brandy con acqua,  il whisky con acqua,  la vodka  con
    acqua  e  il rum con acqua sono tutte bevande inebrianti,  si potrebbe
    saltare  alla  conclusione  che  l'elemento  inebriante  debba  essere
    l'ingrediente  che  queste  bevande  hanno  in  comune,  cioè l'acqua.
    Qualcosa in questo ragionamento è sbagliato, ma l'errore di logica non
    salta immediatamente all'occhio.  In casi meno ovvi,  poi,  può essere
    davvero difficile scoprire l'errore.
    La  caccia  agli  errori o ai sofismi nelle argomentazioni è stato uno
    dei divertimenti preferiti dei pensatori dai tempi dei greci ad  oggi.
    Noi dobbiamo i primi fondamenti della logica sistematica ad Aristotele
    di  Stagira,  che  nel quarto secolo avanti Cristo compendiò ed espose
    per primo le regole di un ragionamento rigoroso.
    I punti  essenziali  della  partita  intellettuale  giocata  dall'uomo
    contro  la natura sono tre: primo,  si devono raccogliere osservazioni
    su  un  aspetto  della  natura;   secondo,   si  deve  dare  a  queste
    osservazioni   un   ordinamento   (l'organizzazione   non   altera  le
    osservazioni,   ma  si  limita  a  facilitarne  l'uso,   com'è  chiaro
    dall'esempio del gioco del bridge,  in cui disponendo le carte secondo
    il seme e secondo il valore non  le  si  cambia  né  si  individua  la
    miglior  linea  di  gioco,  ma  si  rende più facile effettuare scelte
    logiche);   terzo,   si  deve  dedurre  dall'ordinamento   dato   alle
    osservazioni  in  proprio  possesso  qualche principio che riassuma le
    osservazioni stesse.
    Per esempio, possiamo osservare che nell'acqua il marmo va a fondo, il
    legno galleggia, il ferro affonda anch'esso,  una piuma galleggia,  il
    mercurio affonda, l'olio d'oliva galleggia, e così via. Se mettiamo in
    un  elenco  tutti gli oggetti che affondano e in un altro tutti quelli
    che  galleggiano  e  andiamo  in  cerca  di  una  caratteristica   che
    differenzi  tutti  gli  oggetti  di  un  gruppo  da quelli dell'altro,
    concluderemo che gli  oggetti  più  densi  dell'acqua  vanno  a  fondo
    nell'acqua, mentre quelli meno densi galleggiano.
    I  greci  chiamarono  questa  maniera  nuova  di  studiare  l'universo
    "filosofia",  che  significa  letteralmente  «amore  del  sapere»,  o,
    traducendo liberamente, «desiderio di sapere».

    LA GEOMETRIA E LA MATEMATICA.
    I  greci  colsero  i  loro successi più brillanti nella geometria.  Si
    possono attribuire questi successi soprattutto allo  sviluppo  di  due
    tecniche: l'astrazione e la generalizzazione.
    Facciamo un esempio.  Gli agrimensori egizi avevano trovato un sistema
    pratico di formare un angolo retto:  dividevano  una  fune  in  dodici
    parti  uguali e costruivano un triangolo in cui tre parti formavano un
    lato,  quattro parti un altro lato e cinque parti il  terzo:  l'angolo
    retto  veniva  a trovarsi nel punto di incontro tra il lato formato da
    tre parti e quello formato da quattro.  Non sappiamo come gli egiziani
    fossero arrivati a questo metodo;  a quanto sembra,  il loro interesse
    si  fermava  all'utilizzazione  pratica.  Ma  i  greci,  con  la  loro
    curiosità,  andarono  oltre,  e  ricercarono  la  ragione  per  cui un
    triangolo siffatto dovesse contenere un angolo retto.  Nel corso della
    loro  analisi,  si resero conto del fatto che la costruzione materiale
    in se stessa era del tutto occasionale; non aveva alcuna importanza se
    il triangolo veniva costruito con una corda o con un filo  di  lino  o
    con  stecche di legno;  si trattava solo di una proprietà delle «linee
    rette» che si incontravano formando i vari angoli. Nel concepire delle
    linee rette ideali,  indipendenti da qualsiasi visualizzazione fisica,
    in  grado  di  esistere  solo nell'immaginazione,  i greci crearono il
    metodo chiamato  «astrazione»  -  che  prescinde  da  ciò  che  non  è
    essenziale  per  considerare solo quelle proprietà che sono necessarie
    per risolvere un problema.
    I geometri greci fecero un altro passo avanti cercando delle soluzioni
    generali per classi di problemi, anziché affrontare i problemi uno per
    uno.  Per esempio,  una  persona  potrebbe  scoprire,  procedendo  per
    tentativi, che un triangolo ha un angolo retto non solo se i suoi lati
    misurano rispettivamente 3,  4 e 5 centimetri, ma anche se ne misurano
    5, 12 e 13,  oppure 7,  24 e 25;  ma si tratterebbe sempre di semplici
    numeri,  e  non  di  un  concetto.  I  greci si chiesero se era invece
    possibile trovare  una  proprietà  comune,  che  descrivesse  tutti  i
    triangoli rettangoli. Ragionando con molto rigore, essi mostrarono che
    un  triangolo  è rettangolo se,  e solo se,  tra le lunghezze dei lati
    sussiste la relazione x al quadrato + y al quadrato = Z  al  quadrato,
    dove "z" è la lunghezza del lato maggiore. L'angolo retto si trova nel
    punto  di incontro dei lati di lunghezza x e y.  Così,  nel caso di un
    triangolo con i lati rispettivamente di 3, 4 e 5 centimetri,  elevando
    i lati al quadrato si ottiene: 9 + 16 = 25;  analogamente,  facendo il
    quadrato dei lati 5,  12 e 13 si ottiene 25 + 144=169,  e  facendo  il
    quadrato  di  7,  24 e 25 si ha: 49 + 576 = 625.  Questi sono solo tre
    casi su un'infinità  di  casi  possibili,  e  pertanto  si  tratta  di
    banalità.  Ciò  che  interessava ai greci era la scoperta di una prova
    che la relazione tra i lati dovesse valere in tutti i casi. Ed essi si
    dedicarono alla geometria come mezzo elegante per scoprire e formulare
    questo tipo di generalizzazioni.
    Vari  matematici  greci  fornirono  la  dimostrazione   di   relazioni
    esistenti  tra  le  linee  e  i  punti  delle  figure geometriche.  La
    dimostrazione riguardante i triangoli rettangoli fu elaborata  -  così
    si ritiene - da Pitagora di Samo intorno al 525 avanti Cristo e ancora
    oggi viene chiamata, in suo onore, teorema di Pitagora.
    Verso  il 300 avanti Cristo Euclide raccolse i teoremi matematici noti
    al suo tempo e diede loro un ordine razionale,  tale che  ciascuno  di
    essi  potesse  essere  dimostrato  in  base  ai  teoremi dimostrati in
    precedenza Naturalmente questo sistema rinviava all'inizio a  qualcosa
    di indimostrabile: cioè,  se ogni teorema doveva essere dimostrato con
    l'aiuto di un altro teorema già dimostrato,  come si poteva dimostrare
    il   teorema   numero  uno?   La  soluzione  consistette  nel  partire
    dall'enunciazione di verità talmente evidenti e accettabili  da  tutti
    da non aver bisogno di essere dimostrate.  Un siffatto enunciato viene
    chiamato «assioma».  Euclide riuscì a ridurre gli assiomi accettati ai
    suoi tempi a un numero assai limitato di enunciati molto semplici; con
    questi  soli  assiomi,  costruì  un  sistema  complesso  e magistrale,
    chiamato «geometria euclidea» Mai prima di allora si era costruito  un
    edificio  così  potente e così solido partendo da così poco: il premio
    di Euclide fu il fatto che il suo trattato  è  rimasto  nell'uso,  con
    qualche modificazione secondaria, per più di duemila anni.

    IL PROCESSO DEDUTTIVO.
    L'elaborazione  di un corpo di conoscenze come conseguenza inevitabile
    di un insieme di assiomi («deduzione»)  è  un  gioco  affascinante.  I
    greci  se  ne innamorarono - grazie al successo della loro geometria -
    al punto di commettere due gravi errori.
    Innanzitutto essi finirono per considerare la deduzione  come  l'unico
    mezzo rispettabile per raggiungere la conoscenza. Essi erano del tutto
    consapevoli  del  fatto  che per certi tipi di conoscenza la deduzione
    era inadeguata: per esempio non si può dedurre la distanza da  Corinto
    ad  Atene  da principi astratti,  ma la si deve misurare.  Pur essendo
    disposti a osservare la natura  quando  era  necessario,  i  greci  si
    vergognarono  sempre  di  tale  necessità,  ritenendo che il genere di
    conoscenza  più  elevato  fosse  quello  a  cui  si  giungeva  tramite
    l'attività  mentale.  Essi  tendevano  a  sottovalutare  le conoscenze
    connesse direttamente con la vita quotidiana.  Si narra che un allievo
    di  Platone,  a  cui il maestro stava impartendo degli insegnamenti di
    matematica,  abbia chiesto impazientemente alla fine: «Ma a cosa serve
    tutto  ciò?».  Platone,  profondamente  offeso,  chiamò uno schiavo e,
    ordinandogli di dare all'allievo una moneta,  disse: «Ora non penserai
    più che l'insegnamento ricevuto sia stato del tutto inutile». Con ciò,
    l'allievo fu espulso.
    E'  diffusa  la  convinzione  che questa mentalità altera e distaccata
    abbia la sua origine  nel  fatto  che  la  cultura  greca  era  basata
    sull'esistenza  della schiavitù: tutte le faccende materiali,  in tale
    società,  erano delegate agli schiavi.  Può darsi che così  stiano  le
    cose,  ma  io  sono  propenso  a credere che i greci considerassero la
    filosofia come una sorta  di  sport,  di  gioco  intellettuale.  Molti
    considerano  chi  pratica  lo  sport  non  professionalmente  come  un
    gentleman,  socialmente superiore ai professionisti  che  dallo  sport
    traggono  il  loro  sostentamento.  Noi  ci  atteniamo ancora a questo
    concetto di purezza quando oggi prendiamo precauzioni  al  limite  del
    ridicolo  per  assicurarci che i partecipanti ai giochi olimpici siano
    esenti da ogni traccia di professionismo.  La teorizzazione  da  parte
    dei   greci   del   «culto   dell'inutile»  potrebbe  essersi  basata,
    analogamente,  sull'idea che permettere alle conoscenze mondane  (come
    quella   della  distanza  tra  Corinto  e  Atene)  di  entrare  in  un
    ragionamento astratto sarebbe equivalso a permettere  all'imperfezione
    di  penetrare  nell'Eden  della  vera filosofia.  Comunque,  quali che
    fossero  le  loro  razionalizzazioni,   i  greci  rimasero  gravemente
    limitati  da questo atteggiamento.  Anche se la Grecia non fu avara di
    contributi pratici alla storia della civiltà,  perfino il  suo  grande
    inventore, Archimede di Siracusa, si rifiutò di mettere per scritto le
    proprie  invenzioni  e  scoperte  concrete:  per conservare la propria
    condizione non professionale,  rese noti solo  i  risultati  raggiunti
    nell'ambito  della  matematica  pura.  La mancanza di interesse per le
    cose di questa terra - invenzioni, esperimenti,  studio della natura -
    non  fu  che  uno dei fattori che posero dei limiti al pensiero greco.
    L'importanza data dai greci allo studio puramente formale e  astratto,
    il loro stesso grande successo nella geometria,  li indusse a compiere
    il secondo grande errore, che li portò infine a un punto morto.
    Sedotti dal successo degli assiomi nella costruzione di un sistema  di
    geometria,  i  greci finirono per considerarli come «verità assolute»,
    supponendo che anche altri rami della conoscenza andassero costruiti a
    partire da analoghe «verità assolute». Così,  nell'astronomia finirono
    per  considerare  come  verità  autoevidenti  le idee che: 1) la terra
    stesse immobile e fosse al centro dell'universo;  2)  la  terra  fosse
    corrotta  e  imperfetta,  mentre  i  cieli erano eterni,  immutabili e
    perfetti.  E poiché secondo i greci la curva perfetta era il  cerchio,
    dato  che  i  cieli  erano  perfetti  ne  conseguiva che tutti i corpi
    celesti si dovessero muovere circolarmente intorno alla terra.  Con il
    tempo  l'osservazione  (motivata  dalle  esigenze  della navigazione e
    della compilazione  di  calendari)  mostrò  loro  che  i  pianeti  non
    descrivono  dei  semplici  cerchi  perfetti;  ciò  obbligò  i  greci a
    consentire ai pianeti di  muoversi  secondo  combinazioni  sempre  più
    complicate  di cerchi.  Tali combinazioni vennero esposte verso il 150
    dopo Cristo da Claudio Tolomeo,  ad Alessandria,  sotto  forma  di  un
    sistema   terribilmente   complesso.   Analogamente  Aristotele  aveva
    elaborato delle fantasiose  teorie  sul  moto  a  partire  da  assiomi
    «autoevidenti» come quello che afferma che la velocità con cui cade un
    oggetto  è  proporzionale  al  suo  peso.  (Tutti,  infatti,  potevano
    osservare che una pietra cadeva più rapidamente di una piuma.)
    Orbene,  questo culto della  deduzione  da  assiomi  autoevidenti  era
    destinato  a portare sull'orlo di un precipizio,  senza via di scampo:
    una volta che i greci ebbero sviluppato tutte  le  implicazioni  degli
    assiomi,  sembravano  impossibili  ulteriori  scoperte  importanti  in
    matematica o in astronomia. La conoscenza filosofica appariva completa
    e perfetta: per quasi duemila anni dopo l'Età dell'Oro  della  Grecia,
    di   fronte  a  qualsiasi  domanda  relativa  all'universo  materiale,
    prevalse la tendenza a risolvere il  problema,  con  soddisfazione  di
    tutti, ricorrendo alla frase: «Aristotele afferma...», oppure «Euclide
    dice...».

    IL RINASCIMENTO E COPERNICO.
    Avendo risolto i problemi della matematica e dell'astronomia,  i greci
    si volsero a campi più reconditi e più  stimolanti  della  conoscenza:
    uno di questi era l'anima umana.
    Platone  si  era  interessato  soprattutto  a questioni come: cos'è la
    giustizia?,  oppure,  cos'è la virtù?,  piuttosto che all'esame  delle
    ragioni  per  cui  la  pioggia  cade  o  del  modo in cui i pianeti si
    muovono.  Nella sua qualità di massimo filosofo morale  della  Grecia,
    egli  soppiantò  Aristotele,  il  massimo  filosofo  della  natura.  I
    pensatori greci del periodo romano si sentirono  sempre  più  attratti
    dal   piacere   raffinato   delle   questioni   di  filosofia  morale,
    allontanandosi dall'evidente sterilità della filosofia  naturale.  Gli
    ultimi  sviluppi  della  filosofia  antica  furono  rappresentati  dal
    «neoplatonismo»,  una  dottrina  decisamente  mistica,   formulata  da
    Plotino verso il 250 dopo Cristo.
    Il  cristianesimo,  dando  la  priorità  alla  natura  di Dio e al Suo
    rapporto con l'uomo,  introdusse una dimensione totalmente nuova nella
    filosofia  morale,  che  accrebbe la propria superiorità rispetto alla
    filosofia naturale come processo di  ricerca  intellettuale.  Dal  200
    dopo  Cristo al 1200 gli europei si occuparono quasi esclusivamente di
    filosofia morale, in particolare di teologia. La filosofia naturale fu
    quasi dimenticata.
    Furono invece gli arabi che fecero di  tutto  per  mantenere  vivo  il
    pensiero  di Aristotele e Tolomeo durante il Medioevo;  attraverso gli
    autori  arabi  la  filosofia  naturale  greca  finì  per   tornare   a
    diffondersi  nell'Europa  occidentale.  Verso  il 1200 era ormai stato
    riscoperto Aristotele. Ulteriori apporti provennero dal morente impero
    bizantino,  che era l'ultima area europea a mantenere  una  continuità
    con la tradizione culturale dei giorni gloriosi della Grecia.
    La  prima e più naturale conseguenza della riscoperta di Aristotele fu
    l'applicazione del suo  sistema  di  logica  e  di  ragionamento  alla
    teologia.  Verso  il 1250 il teologo italiano Tommaso d'Aquino edificò
    il  sistema  che  venne  chiamato  «tomismo»,   basato   su   principi
    aristotelici;  esso  rappresenta  ancora  oggi la base teologica della
    Chiesa cattolica romana. Gli europei, però, si accinsero ben presto ad
    applicare il ritrovato pensiero greco anche in campi secolari.
    Gli  uomini  più  importanti  del  Rinascimento  spostarono  il   loro
    interesse  dalle  questioni relative a Dio alle opere dell'umanità,  e
    pertanto vennero chiamati «umanisti»;  ancora  oggi  vengono  chiamate
    materie  umanistiche quelle in cui si studia la letteratura,  l'arte e
    la storia.
    I pensatori del Rinascimento introdussero una  mentalità  nuova  nella
    filosofia  naturale  greca,  le  cui  concezioni  non  apparivano  più
    soddisfacenti. Nel 1543 l'astronomo polacco Niccolò Copernico pubblicò
    un libro che osava respingere un assioma fondamentale dell'astronomia,
    proponendo di considerare il  sole,  anziché  la  terra,  come  centro
    dell'universo.  (Copernico,  tuttavia,  conservava  il concetto che la
    terra e gli altri pianeti seguissero orbite circolari.) Questo assioma
    nuovo  permetteva  di  dare  una  spiegazione  più  semplice  ai  moti
    osservati  dei  corpi  celesti.  L'assioma  copernicano secondo cui la
    terra era in moto era  però  assai  meno  «autoevidente»  dell'assioma
    greco  secondo  cui  la  terra  era  immobile;  non  vi  è  quindi  da
    sorprendersi se  ci  volle  più  di  mezzo  secolo  perché  la  teoria
    copernicana venisse accettata.
    In  un  certo senso il sistema copernicano in se stesso non costituiva
    un cambiamento cruciale.  Copernico si era limitato  a  scambiare  tra
    loro  degli  assiomi,  cosa che Aristarco di Samo aveva già anticipato
    duemila anni prima,  mettendo il sole al centro.  Con ciò non  intendo
    dire  che  cambiare  un  assioma  sia  cosa  di  poco  conto: quando i
    matematici del diciannovesimo secolo misero in dubbio gli  assiomi  di
    Euclide, sviluppando delle «geometrie non-euclidee», basate su assunti
    diversi,  esercitarono  una  profonda influenza sul pensiero nei campi
    più svariati;  oggi si ritiene che la struttura  e  la  stessa  storia
    dell'universo  seguano una geometria non-euclidea piuttosto che quella
    - conforme al «senso comune» - di Euclide.  Ma la  rivoluzione  a  cui
    Copernico  diede  inizio non implicava solo un cambiamento di assiomi;
    essa portava in sé i germi di un approccio  completamente  nuovo  alla
    natura. Questa rivoluzione fu realizzata dall'italiano Galileo Galilei
    verso la fine del sedicesimo secolo.

    SPERIMENTAZIONE E INDUZIONE.
    I  greci,  in  complesso,  si  erano accontentati di accettare i fatti
    «evidenti» della natura come punto di partenza dei loro  ragionamenti.
    Non  risulta che Aristotele abbia mai preso due pietre di peso diverso
    e le abbia fatte cadere, per verificare il suo assunto che la velocità
    di caduta  è  proporzionale  al  peso  di  un  oggetto.  Ai  greci  la
    sperimentazione appariva irrilevante; essa interferiva con la bellezza
    della  deduzione  pura,   diminuendone  il  pregio.   Inoltre,  se  un
    esperimento era in disaccordo con una deduzione, come si poteva essere
    sicuri che l'esperimento fosse valido?  Era verosimile  che  il  mondo
    imperfetto   della  realtà  concordasse  completamente  con  il  mondo
    perfetto delle idee astratte?  E,  in caso  contrario,  forse  che  si
    sarebbe dovuto adattare il perfetto alle esigenze dell'imperfetto?  La
    verifica di una teoria perfetta eseguita mediante strumenti imperfetti
    non appariva agli occhi dei filosofi greci come una strada valida  per
    raggiungere la conoscenza.
    La sperimentazione cominciò ad acquistare rispettabilità filosofica in
    Europa per merito di filosofi come Ruggero Bacone (un contemporaneo di
    Tommaso   d'Aquino)  e  come  il  suo  omonimo  Francesco  Bacone  (un
    contemporaneo di Galileo Galilei).  Ma fu proprio Galileo a rovesciare
    il punto di vista dei greci,  realizzando una rivoluzione.  Egli aveva
    una logica convincente ed era un genio della divulgazione: descrisse i
    suoi esperimenti ed espose le sue idee in  modo  così  chiaro  e  così
    suggestivo  da  conquistare  la comunità colta d'Europa,  che accettò,
    oltre ai suoi risultati, i suoi metodi.
    Secondo l'episodio più noto della sua attività di scienziato,  Galileo
    verificò  la  teoria  aristotelica  sulla  caduta dei corpi ponendo la
    domanda alla natura in modo tale che tutta l'Europa potesse  udire  la
    risposta.  Si narra che sia salito in cima alla Torre Pendente di Pisa
    e  abbia  lasciato  cadere  contemporaneamente  due  sfere  del   peso
    rispettivo  di  10 e di 1 libbra: il tonfo dei due gravi che colpirono
    il  suolo  esattamente  nello  stesso  istante  uccise  la  fisica  di
    Aristotele.
    Probabilmente   Galileo   in   realtà   non  effettuò  proprio  questo
    esperimento,  ma l'episodio esemplifica in modo  così  tipico  i  suoi
    metodi  spettacolari che non fa meraviglia che esso sia stato ritenuto
    autentico per secoli.
    Ciò che sicuramente Galileo fece fu di far rotolare delle palle  lungo
    dei  piani  inclinati,  misurando  lo spazio da esse percorso in tempi
    determinati.  Egli fu il primo a condurre  degli  esperimenti  tenendo
    conto del tempo e a effettuare misurazioni sistematiche.
    La  sua rivoluzione consistette nel mettere la «induzione» al di sopra
    della «deduzione» come metodo logico della scienza.  Anziché  giungere
    alle conclusioni in base a un insieme di generalizzazioni assunte come
    vere,  il  metodo  induttivo parte dalle osservazioni e da esse ricava
    delle generalizzazioni (o, se preferite, degli assiomi).  Naturalmente
    anche  i  greci ricavavano gli assiomi dall'osservazione: l'assioma di
    Euclide che una linea retta costituisce la  distanza  minima  tra  due
    punti era un giudizio intuitivo basato sull'esperienza.  Ma, mentre il
    filosofo  greco  minimizzava  il  ruolo  svolto   dall'induzione,   lo
    scienziato  odierno  considera l'induzione come il processo principale
    nel raggiungimento della conoscenza,  l'unico modo di giustificare  le
    generalizzazioni.  Anzi, lo scienziato ammette addirittura che nessuna
    generalizzazione può considerarsi valida se non  viene  reiteratamente
    verificata  mediante  esperimenti continuamente ripetuti - la verifica
    continua di ogni ulteriore induzione.
    Il punto di vista  accettato  generalmente  oggigiorno  è  esattamente
    l'opposto  di  quello  dei  greci.  Ben lungi dal considerare il mondo
    reale come una rappresentazione imperfetta della  verità  ideale,  noi
    consideriamo  le generalizzazioni come rappresentazioni imperfette del
    mondo reale.  Neppure il più gran numero di  verifiche  induttive  può
    rendere  una  generalizzazione  completamente  e assolutamente valida.
    Anche  se  miliardi  di  osservazioni   tendono   a   confermare   una
    generalizzazione, basta una sola osservazione che la contraddica o che
    sia    incompatibile    con   essa   a   obbligarci   a   modificarla.
    Indipendentemente dal numero di volte in cui  una  teoria  supera  con
    successo  ogni  verifica,  non  può  esistere la certezza che essa non
    venga falsificata dall'osservazione successiva.
    Questa è dunque una pietra angolare della filosofia naturale  moderna.
    Essa  non  pretende  di arrivare alla verità ultima.  Anzi,  la stessa
    espressione «verità ultima» diventa priva di significato,  perché  non
    esiste   la  possibilità  di  effettuare  un  numero  di  osservazioni
    sufficiente a rendere la verità certa e pertanto «ultima».  I filosofi
    greci non riconoscevano un simile limite.  Di più, essi non scorgevano
    alcuna difficoltà nell'applicare uno stesso metodo di ragionamento per
    rispondere alla domanda «Cos'è la giustizia?» e  a  quella  «Cos'è  la
    materia?».  La scienza moderna, invece, fa una netta distinzione tra i
    due tipi di domande.  Il metodo induttivo non può generalizzare su ciò
    che  non  può  osservare;  e dato che la natura dell'anima umana,  per
    esempio,  non è osservabile con i metodi diretti  fino  a  oggi  noti,
    questo tema resta al di fuori del dominio del metodo induttivo.
    La  vittoria  della  scienza  moderna  non fu completa finché essa non
    stabilì un altro principio essenziale  -  la  libera  comunicazione  e
    collaborazione  tra  tutti  gli  scienziati.  Anche se oggi una simile
    necessità appare ovvia, non lo era per i filosofi dell'antichità e del
    Medioevo.  Nell'antica Grecia,  i  pitagorici  formavano  una  società
    segreta  che  teneva  per  sé  le  proprie  scoperte matematiche.  Nel
    Medioevo gli alchimisti resero deliberatamente oscuri i  loro  scritti
    per  mantenere  le  loro  presunte  scoperte  entro  una  cerchia  più
    ristretta possibile.  Nel sedicesimo  secolo  il  matematico  italiano
    Niccolò  Tartaglia,  che  aveva  scoperto  un sistema per risolvere le
    equazioni cubiche,  non vedeva niente di male nel tentativo di  tenere
    la cosa segreta. Quando Gerolamo Cardano, un collega matematico che si
    era  fatto  confidare  la  soluzione  da  Tartaglia con la promessa di
    mantenerla segreta,  la rese pubblica,  Tartaglia  ebbe  una  naturale
    reazione  dl  sdegno;  ma,  a  parte  il  fatto  che Cardano non aveva
    mantenuto una  promessa,  perpetrando  così  un  inganno,  egli  aveva
    certamente  ragione  nel  ribattere  che  una  simile  scoperta doveva
    assolutamente essere divulgata.
    Oggigiorno una scoperta scientifica non è considerata  tale  se  viene
    mantenuta  segreta.  Il  chimico inglese Robert Boyle,  un secolo dopo
    Tartaglia e Cardano, insistette sull'importanza di pubblicare tutte le
    osservazioni scientifiche nei minimi dettagli. Inoltre un'osservazione
    o una scoperta non viene considerata valida,  anche dopo  esser  stata
    pubblicata,  finché  almeno  un  altro  ricercatore non ha ripetuto la
    stessa osservazione, «confermandola».  La scienza non è il prodotto di
    singoli individui, ma di una «comunità scientifica».
    Uno  dei primi gruppi (e certamente il più famoso) che rappresentò una
    siffatta comunità scientifica  fu  la  Royal  Society  of  London  for
    Improving  Natural Knowledge,  chiamata di solito semplicemente «Royal
    Society». Essa nacque da riunioni informali,  iniziate circa nel 1645,
    di  un  gruppo  di  gentiluomini che si interessavano dei nuovi metodi
    scientifici introdotti da Galileo.  Nel 1660  la  Società  venne  resa
    ufficiale dal re Carlo Secondo.
    I  membri  della  Royal  Society  si  riunivano  e  discutevano i loro
    risultati apertamente,  scrivevano delle lettere in cui li  esponevano
    in lingua inglese anziché in latino, e perseguivano i loro esperimenti
    con   energia   ed  entusiasmo.   Purtuttavia,   per  quasi  tutto  il
    diciassettesimo  secolo,  essi  mantennero  una  posizione  difensiva.
    L'atteggiamento  di  molti  loro  contemporanei  colti potrebbe essere
    rappresentato da una vignetta (secondo l'uso moderno), in cui le ombre
    superbe  di  Pitagora,   Euclide  e  Aristotele   guardano   dall'alto
    boriosamente  dei  fanciulli  che  giocano  con le biglie,  sotto alla
    scritta «Royal Society».
    Tutto questo cambiò grazie all'opera di  Isaac  Newton,  il  quale  fu
    membro della Società.  Partendo dalle osservazioni e dalle conclusioni
    di Galileo,  dell'astronomo danese Tycho Brahe  e  di  quello  tedesco
    Giovanni  Keplero,  che  comprese  che  le  orbite  dei  pianeti erano
    ellittiche,  Newton arrivò per induzione alle sue tre  semplici  leggi
    del  moto  e  alla sua grande generalizzazione fondamentale - la legge
    della  gravitazione  universale.   (Eppure,   nel  pubblicare  le  sue
    scoperte,  Newton  ricorse  alla  geometria e al metodo di spiegazione
    deduttiva dei greci.) Il mondo colto rimase talmente impressionato  da
    questa scoperta che Newton fu idolatrato, quasi deificato, già durante
    la  sua  vita.  Questo  nuovo  universo  imponente,  eretto  su alcuni
    semplici assunti ottenuti con processi induttivi,  ora faceva apparire
    i  filosofi  greci come fanciulli intenti a giocare con le biglie.  La
    rivoluzione iniziata  da  Galileo  al  principio  del  diciassettesimo
    secolo  era  stata  trionfalmente  completata  da Newton alla fine del
    secolo.

    LA SCIENZA MODERNA.
    Sarebbe bello poter dire che da allora la scienza e gli  esseri  umani
    vissero insieme felici e contenti.  Ma la verità è che per entrambi le
    vere difficoltà stavano solo per cominciare.  Finché  la  scienza  era
    restata  deduttiva,  la  filosofia  naturale  poteva  far  parte della
    cultura generale di tutti gli  uomini  istruiti  (quanto  alle  donne,
    purtroppo  fino  a  non  molto  tempo  fa era ben raro che ricevessero
    un'istruzione).  Ma la scienza induttiva diventò una  fatica  immensa,
    che  richiedeva  un  grande  lavoro  di  osservazione,  apprendimento,
    analisi. Non era più un gioco per dilettanti.  Tale complessità non ha
    fatto  che  crescere.  Nel  secolo successivo a quello di Newton,  era
    ancora possibile per un uomo di capacità fuor del comune padroneggiare
    tutti i campi della conoscenza scientifica;  ma nel  1800  questo  era
    ormai  del  tutto impossibile.  Con il passare del tempo,  è diventato
    sempre più necessario per ogni scienziato limitarsi a un  settore  del
    proprio  campo  di  studio.  La  specializzazione  è  ormai una strada
    obbligata  per  la  scienza,   proprio  a  causa  della  sua  crescita
    inesorabile.  E a ogni generazione di scienziati,  la specializzazione
    non ha fatto che accrescersi.
    Le pubblicazioni degli scienziati sulle loro  ricerche  non  sono  mai
    state  così  copiose  come oggi - e mai tanto illeggibili per chiunque
    fuorché i colleghi di quella specializzazione. Questo ha costituito un
    grosso handicap per la  stessa  scienza,  perché  spesso  i  progressi
    fondamentali  nella  conoscenza scientifica nascono dalla fecondazione
    incrociata di diversi campi del sapere.  Ancora più deprecabile  è  il
    fatto  che  la  scienza  ha perso sempre più il contatto con chi non è
    scienziato.  In tale  situazione  si  è  finito  per  considerare  gli
    scienziati  come  una  sorta  di  maghi,   più  temuti  che  ammirati.
    L'impressione che la scienza sia magia incomprensibile,  salvo che per
    pochi  eletti  che  sono  diversi,   in  modo  sospetto,  dall'umanità
    ordinaria, è destinata ad allontanare molti giovani dalla scienza.
    Dopo la seconda guerra mondiale si sono  diffusi  tra  i  più  giovani
    forti  sentimenti  di  decisa ostilità nei confronti della scienza - e
    ciò anche tra gli  studenti.  La  nostra  civiltà  industrializzata  è
    basata  sulle  scoperte  scientifiche  degli  ultimi due secoli,  e la
    nostra  società  si  scopre   afflitta   dagli   effetti   collaterali
    indesiderabili del suo stesso successo.
    Tecniche   progredite   in   medicina  hanno  determinato  un  aumento
    vertiginoso della popolazione;  le industrie chimiche  e  i  motori  a
    combustione  interna  stanno  inquinando  le  nostre acque e la nostra
    aria;   la  domanda  di  materiali  e  di  energia  sta  esaurendo   e
    distruggendo  la crosta terrestre.  La colpa di tutto ciò viene troppo
    facilmente attribuita alla scienza e agli scienziati da coloro che non
    arrivano a comprendere che,  se la conoscenza può creare dei problemi,
    non è certo attraverso l'ignoranza che li possiamo risolvere.
    Ma non è inevitabile che la scienza resti completamente misteriosa per
    i non-scienziati. Si potrebbe far molto per colmare questa distanza se
    gli  scienziati  si assumessero il compito di comunicare - spiegando i
    risultati del proprio  lavoro  in  modo  semplice  al  maggior  numero
    possibile  di  persone  -  e  se  i  non-scienziati,  da  parte  loro,
    accettassero come un dovere quello di ascoltare. Per rendersi conto in
    modo soddisfacente degli sviluppi di un  settore  scientifico,  non  è
    indispensabile  avere  una  comprensione  totale  della scienza.  Dopo
    tutto,  nessuno pensa che si debba saper  scrivere  una  grande  opera
    letteraria  per  poter  apprezzare  Shakespeare.   Per  ascoltare  una
    sinfonia di Beethoven godendone non occorre esser capaci  di  comporre
    una  sinfonia  di  pari valore.  Analogamente si possono apprezzare le
    conquiste  scientifiche  e  trarne  godimento,   anche  se  non  si  è
    personalmente  portati a svolgere un lavoro creativo nell'ambito della
    scienza.
    Ma cosa si deve fare,  potreste chiedere.  La  prima  risposta  è  che
    nessuno  può  sentirsi  veramente  a  proprio agio nel mondo moderno e
    valutare la natura dei suoi problemi - e le possibili soluzioni  degli
    stessi - se non ha un'idea esatta di cosa faccia la scienza.  Inoltre,
    l'iniziazione al meraviglioso mondo della scienza è  fonte  di  grande
    soddisfazione estetica,  di ispirazione per i giovani,  di appagamento
    del desiderio di sapere e  di  un  più  profondo  apprezzamento  delle
    mirabili potenzialità e capacità della mente umana.
    E'  per  offrire  questa  iniziazione  che  mi sono accinto a scrivere
    questo libro.

    Capitolo 2.
    L'UNIVERSO.

    DIMENSIONI DELL'UNIVERSO.
    Non c'è  nulla  nel  cielo  che  lo  faccia  apparire  particolarmente
    distante  a  un osservatore casuale: i bambini non hanno difficoltà ad
    accettare storielle fantastiche come quella della «mucca che spiccò un
    salto sulla luna»,  o simili.  Gli  antichi  greci,  nel  loro  stadio
    mitico, non vedevano niente di strano o ridicolo nella credenza che il
    cielo poggiasse sulle spalle di Atlante. Naturalmente, Atlante avrebbe
    potuto avere un'altezza astronomica, ma un altro mito induce a pensare
    che  così  non  fosse.  Atlante  fu  indotto  da  Ercole ad aiutarlo a
    compiere l'undicesima delle sue famose dodici fatiche -  la  conquista
    delle  mele  d'oro (arance?) delle Esperidi («nel lontano occidente» -
    forse la Spagna).  Mentre Atlante andava a  impadronirsi  delle  mele,
    Ercole salì in cima a un monte per reggere il cielo. Anche ammesso che
    Ercole fosse un bel pezzo d'uomo, egli tuttavia non era un gigante; ne
    consegue  che gli antichi greci accettavano tranquillamente l'idea che
    il cielo fosse solo pochi metri più alto della cima delle montagne.
    Vien naturale di supporre,  tanto per cominciare,  che il cielo  altro
    non  sia  che  una  volta  rigida in cui i corpi luminosi celesti sono
    incastonati come gioielli. (Così la Bibbia parla del cielo chiamandolo
    il «firmamento»,  parola che ha la stessa radice  latina  del  termine
    «fisso».)  Già  in un periodo che va dal sesto al quarto secolo avanti
    Cristo gli astronomi greci si  resero  conto  che  le  volte  dovevano
    essere più di una.  Infatti, mentre le stelle «fisse» giravano intorno
    alla  terra  tutte  insieme,   apparentemente  senza  mutare  le  loro
    posizioni relative,  lo stesso non accadeva per il sole, la luna e per
    cinque oggetti luminosi simili  a  stelle,  Mercurio,  Venere,  Marte,
    Giove  e  Saturno,  i  quali si muovevano seguendo ciascuno un proprio
    percorso indipendente. Questi sette corpi vennero chiamati pianeti (da
    una parola greca che significa «errante») e apparve evidente  che  non
    potevano essere attaccati alla stessa volta che reggeva le stelle.
    I  greci  supposero  che  ciascun pianeta fosse situato su una propria
    volta sferica invisibile,  che le volte fossero sistemate l'una  sopra
    all'altra,  e  che  quella  più  vicina appartenesse al pianeta che si
    muove più velocemente.  Il moto più veloce era quello della luna,  che
    percorreva  un'orbita  completa nel cielo in circa ventisette giorni e
    un terzo.  Al di là della luna,  sempre secondo i greci,  si trovavano
    nell'ordine Mercurio, Venere, il sole, Marte, Giove e Saturno.

    LE PRIME MISURAZIONI.
    La prima misurazione scientifica di una distanza cosmica risale al 240
    avanti Cristo circa.  Eratostene di Cirene, che dirigeva la Biblioteca
    di Alessandria,  allora l'istituzione  scientifica  più  avanzata  del
    mondo,  si domandò come mai il 21 giugno, quando il sole a mezzogiorno
    si trovava esattamente a perpendicolo sopra  la  città  di  Siene,  in
    Egitto, non fosse invece esattamente allo zenit, sempre a mezzogiorno,
    al di sopra della città di Alessandria, circa 800 chilometri a nord di
    Siene.  Eratostene, per spiegare questo fatto, giunse alla conclusione
    che la superficie della terra doveva  essere  curva.  Dalla  lunghezza
    dell'ombra  rilevata  ad  Alessandria  a mezzogiorno del solstizio era
    possibile, in base a semplici ragionamenti geometrici, calcolare quale
    fosse la curvatura della terra lungo gli 800  chilometri  di  distanza
    che  separavano Siene da Alessandria;  da ciò si potevano calcolare la
    circonferenza e il diametro della terra,  supponendo che  essa  avesse
    forma sferica - cosa che gli astronomi greci del tempo erano pronti ad
    ammettere.
    Eratostene trovò la soluzione (in unità di lunghezza greche); i valori
    numerici   a   cui   giunse,   per   quello  che  possiamo  giudicare,
    equivalevano,  tradotti nelle nostre unità di lunghezza,  a  circa  13
    mila  chilometri  per  il  diametro  e  40  mila  per la circonferenza
    terrestri, cioè a valori numerici quasi esatti.  Purtroppo i risultati
    trovati da Eratostene non furono accettati: verso il 100 avanti Cristo
    un  altro  astronomo greco,  Posidonio di Apamea,  ripeté l'operazione
    compiuta da Eratostene,  giungendo  invece  alla  conclusione  che  la
    circonferenza della terra era di soli 29 mila chilometri circa.
    Fu  proprio questo valore inferiore a essere accettato nell'antichità,
    e poi per tutto il Medioevo.  Anche Colombo  prese  per  buono  questo
    valore  e  credette  che  un  viaggio  di  3000  miglia  (meno di 5000
    chilometri)  verso  ovest  lo  avrebbe  portato  in  Asia.  Se  avesse
    conosciuto  le  vere  dimensioni  della  terra,  forse  non si sarebbe
    avventurato in una simile impresa.  Fu solo nel 1521-1523,  quando  la
    flotta  di  Magellano (o meglio,  l'unica nave rimasta di tale flotta)
    compì finalmente la circumnavigazione del globo, che si stabilì che il
    valore trovato da Eratostene era quello esatto.
    Ipparco di Nicea calcolò,  attorno al 150 avanti Cristo,  la  distanza
    dalla terra alla luna in funzione del diametro terrestre, ricorrendo a
    un metodo che era stato proposto un secolo prima da Aristarco di Samo,
    il più audace degli astronomi greci.  I greci avevano già compreso che
    le eclissi di luna erano causate dal  fatto  che  la  terra  veniva  a
    trovarsi  tra  il  sole e la luna.  Aristarco intuì che quando l'ombra
    della terra si proiettava sulla  luna,  la  curvatura  di  tale  ombra
    poteva  indicare  le dimensioni relative della terra e della luna.  Su
    tale base, avvalendosi dei metodi geometrici,  era possibile calcolare
    la  distanza  della luna in funzione del diametro terrestre.  Ipparco,
    ripetendo quest'operazione,  calcolò che la distanza tra la luna e  la
    terra  era 30 volte il diametro di quest'ultima;  se dunque era esatto
    il valore numerico proposto da Eratostene di 13 mila chilometri per il
    diametro  terrestre,   la  luna  doveva  trovarsi  a  circa  390  mila
    chilometri dalla terra. Anche questo valore risulta quasi corretto.
    Il  calcolo  della  distanza  della luna fu però l'unico risultato - o
    almeno l'unico risultato esatto - che gli astronomi greci riuscirono a
    ottenere  per   quanto   riguarda   il   problema   delle   dimensioni
    dell'universo.  Aristarco  aveva  fatto  un  tentativo  audacissimo di
    determinare la distanza del sole.  Il metodo geometrico da  lui  usato
    era assolutamente corretto in teoria,  ma richiedeva di misurare delle
    differenze angolari talmente piccole che egli non riuscì  a  ottenerne
    dei valori soddisfacenti,  privo com'era dei nostri strumenti moderni.
    Egli giunse alla conclusione che il sole era a  una  distanza  pari  a
    circa  venti  volte  la distanza della luna (mentre in realtà è pari a
    circa 400 volte).  Anche se giunse a valori errati,  Aristarco da essi
    poté  tuttavia  dedurre  che il sole doveva essere grande almeno sette
    volte  più  della  terra;  facendo  osservare  quanto  fosse  illogico
    supporre  che  un  corpo più grande girasse intorno a uno più piccolo,
    Aristarco affermò che doveva essere la terra a girare intorno al sole.
    Purtroppo nessuno gli diede ascolto. Gli astronomi che vennero dopo di
    lui,   a  cominciare  da  Ipparco  per  finire  con  Claudio  Tolomeo,
    studiarono tutti i moti celesti in base alla supposizione che la terra
    fosse  immobile  e  stesse al centro dell'universo,  con la luna a una
    distanza di 390 mila chilometri e gli altri  oggetti  a  una  distanza
    maggiore,  non determinata. Questo schema andò per la maggiore fino al
    1543, quando Niccolò Copernico pubblicò il suo libro, che tornava alle
    idee di Aristarco e spodestava per sempre la terra dalla sua posizione
    privilegiata al centro dell'universo.

    Misurazione del sistema solare.

    Il semplice fatto di porre il sole al centro del  sistema  solare  non
    contribuiva di per sé a determinare la distanza dei pianeti. Copernico
    adottò il valore trovato dai greci per la distanza della luna,  ma non
    aveva la minima idea della distanza del sole.  Fu solo nel 1650 che un
    astronomo  belga,   Godefroy  Wendelin,   ripeté  le  osservazioni  di
    Aristarco con strumenti progrediti,  arrivando alla conclusione che la
    distanza  del  sole  non  era 20 volte quella della luna (8 milioni di
    chilometri),  ma 240 volte (96 milioni di chilometri).  Era ancora una
    stima troppo piccola, ma molto più vicina a quella reale.
    Nel  frattempo,  nel 1609,  l'astronomo tedesco Giovanni Keplero aveva
    aperto la strada  a  una  determinazione  esatta  delle  distanze  dei
    pianeti con la sua scoperta che le loro orbite non erano circolari, ma
    ellittiche.  Per la prima volta era possibile calcolare con precisione
    le orbite dei pianeti,  e inoltre tracciare una  mappa  in  scala  del
    sistema solare; cioè si potevano determinare le distanze relative e le
    forme delle orbite di tutti i pianeti noti del sistema.  Pertanto,  se
    si fosse potuto calcolare il valore numerico,  in unità di  lunghezza,
    della  distanza  di  due pianeti qualsiasi del sistema,  sarebbe stato
    possibile calcolare immediatamente tutte le altre  distanze.  Non  era
    dunque  necessario  calcolare direttamente la distanza del sole,  come
    avevano  cercato  di  fare  Aristarco  e   Wendelin.   Sarebbe   stata
    sufficiente la determinazione della distanza di un qualsiasi corpo più
    vicino,  purché  esterno  al  sistema terra-luna,  per esempio Marte o
    Venere.
    Un metodo per calcolare le distanze cosmiche  è  quello  basato  sulla
    "parallasse".  Il significato di questo termine è facile da spiegarsi:
    mettete un dito alla distanza di una decina di centimetri dagli  occhi
    e guardatelo prima con l'occhio sinistro,  poi con il destro;  vedrete
    il vostro dito spostarsi rispetto allo sfondo,  perché avete  cambiato
    il  vostro  punto  di  vista.  Se  ora ripetete lo stesso procedimento
    tenendo il dito più lontano,  per esempio alla  distanza  del  braccio
    teso,  esso si sposterà ancora rispetto allo sfondo, ma meno di prima;
    l'entità  dello  spostamento  può  quindi  servire  a  determinare  la
    distanza  del dito dai vostri occhi.  Naturalmente se un oggetto dista
    una ventina di metri il cambiamento di posizione quando lo  si  guarda
    con  l'uno  o  con l'altro occhio comincia a essere troppo piccolo per
    essere misurato;  si deve avere una «linea  di  base»  maggiore  della
    distanza  tra  i due occhi.  Per ottenere uno spostamento maggiore del
    punto di vista basterà guardare l'oggetto prescelto da una determinata
    posizione,  poi spostarsi,  per esempio di qualche metro a  destra,  e
    guardare  di  nuovo:  ora  la  parallasse  è  sufficiente  per  essere
    facilmente misurata e si può determinare la  distanza.  E'  proprio  a
    questo  metodo che si ricorre per determinare l'ampiezza di un fiume o
    di un burrone.
    Precisamente questo  stesso  metodo  si  può  usare  per  misurare  la
    distanza  tra  la  terra  e  la  luna: ora sono le stelle a fungere da
    sfondo.  Guardata da un osservatorio in California,  per  esempio,  la
    luna  avrà  una  certa posizione rispetto alle stelle;  guardata nello
    stesso istante da un osservatorio situato  in  Inghilterra,  avrà  una
    posizione  leggermente  diversa.  In  base  a  questo  cambiamento  di
    posizione,  conoscendo la distanza tra  i  due  osservatori  (misurata
    lungo  una  linea retta che attraversi la terra),  si può calcolare la
    distanza della luna.  Naturalmente possiamo,  in teoria,  ampliare  la
    linea di base ricorrendo a osservatori situati in punti diametralmente
    opposti della terra; in tal caso la linea di base è pari a circa 12800
    chilometri.  L'angolo di parallasse che ne risulta,  diviso per due, è
    detto "parallasse geocentrica".
    Il cambiamento di posizione di un corpo celeste vien misurato in gradi
    o in sottomultipli di grado,  cioè in minuti e  secondi.  Un  grado  è
    1/360  della  circonferenza celeste;  ogni grado viene suddiviso in 60
    minuti di arco e ogni minuto in 60 secondi di arco.  Un minuto di arco
    è  quindi  1  diviso  (360  per 60),  cioè 1 su 21600 dell'intero arco
    celeste,  mentre un secondo di arco è uguale a 1 su (21600 per 60) = 1
    su 1296000 della circonferenza celeste.
    Usando  la  trigonometria (l'insieme delle relazioni tra lati e angoli
    di un triangolo),  Claudio Tolomeo riuscì a misurare la distanza della
    luna  in  base  alla  sua  parallasse,  arrivando  a  un risultato che
    coincideva con quello trovato in precedenza da Ipparco.  La parallasse
    geocentrica  della  luna risultò di 57 minuti d'arco (quasi un grado).
    Lo spostamento ha all'incirca l'ampiezza di una normale  moneta  vista
    da un metro e mezzo di distanza,  ed è abbastanza facile,  quindi,  da
    misurarsi anche a occhio nudo.  Quando,  però,  si volle  misurare  la
    parallasse  del  sole  o  di  un  pianeta,  si  vide  che  gli  angoli
    interessati erano troppo piccoli: l'unica conclusione a  cui  si  poté
    giungere  fu  quella che gli altri corpi erano molto più lontani della
    luna; di quanto, però, era impossibile dire.
    La  trigonometria  da  sola,   nonostante  tutti   i   perfezionamenti
    introdotti  dagli  arabi  durante il Medioevo e dai matematici europei
    del sedicesimo secolo, non poteva fornire la risposta.  La misurazione
    di   piccoli   angoli  di  parallasse  divenne  invece  possibile  con
    l'invenzione del telescopio (che Galileo  costruì  per  primo,  e  per
    primo puntò verso il cielo nel 1609,  dopo aver sentito parlare di uno
    strumento capace di ingrandire,  fabbricato qualche mese prima  da  un
    occhialaio olandese).
    Il  metodo della parallasse fu applicato a distanze superiori a quella
    della luna nel 1673,  allorquando un  astronomo  francese  di  origine
    italiana,  Gian Domenico Cassini,  misurò la parallasse di Marte. Egli
    determinò la posizione di  Marte  rispetto  alle  stelle,  mentre,  la
    stessa sera,  l'astronomo francese Jean Richer, nella Guiana francese,
    compiva  l'identica  osservazione.  Combinando  le  due  osservazioni,
    Cassini  ottenne  la  parallasse  cercata  e calcolò le dimensioni del
    sistema solare,  arrivando al valore di 138 milioni di chilometri  per
    la  distanza  del  sole  dalla  terra - cifra inferiore solo del 7 per
    cento a quella considerata valida oggi.
    Da allora sono state  misurate  svariate  parallassi  all'interno  del
    sistema  solare,  con  precisione  sempre maggiore.  Nel 1931 un vasto
    progetto internazionale si propose di determinare la parallasse di  un
    pianetino,  Eros,  che in quell'epoca si sarebbe avvicinato alla terra
    più di qualsiasi altro corpo celeste, salvo la luna. In tale occasione
    la parallasse di Eros  risultò  abbastanza  ampia  da  consentire  una
    misurazione  considerevolmente  precisa,  che  permise  a sua volta di
    determinare le dimensioni del sistema solare con maggior esattezza che
    in precedenza. In base a questi calcoli e a metodi ancora più accurati
    di quello della parallasse,  si sa oggi che la distanza media del sole
    dalla  terra è approssimativamente di 149 milioni 600 mila chilometri,
    con un'approssimazione di qualche migliaio di chilometri.  (In  realtà
    tale  distanza  varia  tra  147 milioni di chilometri e 152 milioni di
    chilometri, poiché l'orbita della terra è ellittica.)
    Questa distanza media costituisce l'unità astronomica (U.A.) ed  è  in
    base  a  essa  che  si esprimono le altre distanze nel sistema solare.
    Saturno,  per esempio,  è risultato distante in media 1427 milioni  di
    chilometri  dal  sole,  ovvero 9,54 U.A.;  con la scoperta dei pianeti
    esterni - Urano,  Nettuno e Plutone - le frontiere del sistema  solare
    si sono ulteriormente dilatate. L'asse maggiore dell'orbita di Plutone
    è  di  11750 milioni di chilometri,  ossia 79 U.A.;  e si sa di alcune
    comete che si allontanano a distanze ancora maggiori dal sole.
    Nel 1830 si sapeva ormai  che  il  sistema  solare  si  estendeva  per
    miliardi  di  chilometri nello spazio,  ma era evidente che questa non
    era assolutamente la dimensione dell'intero universo: vi erano  ancora
    le stelle.

    Le stelle più lontane.

    Naturalmente le stelle potrebbero davvero essere dei minuscoli oggetti
    incastonati  nella  volta  solida  del  cielo,  che  costituirebbe  la
    frontiera dell'universo,  appena al  di  là  dei  limiti  del  sistema
    solare.  Questa  concezione  rappresentò  un punto di vista abbastanza
    rispettabile fino al 1700 circa,  anche  se  alcuni  studiosi  non  la
    condividevano.
    Già  nel  1440 uno studioso tedesco,  Nicola Cusano,  sosteneva che lo
    spazio era infinito e che le  stelle  erano  dei  soli  disseminati  a
    grandi distanze,  illimitatamente, in tutte le direzioni, ciascuno con
    il proprio corteggio di pianeti abitati.  Egli attribuiva alla  grande
    distanza  il  fatto  che  le  stelle non avevano lo stesso aspetto del
    sole,  ma apparivano come piccole macchie luminose;  purtroppo  Nicola
    Cusano  non  aveva  prove  da  addurre per sostenere le sue idee,  che
    avanzava come semplici opinioni.  Esse apparvero avventate e  il  loro
    autore venne ignorato.
    Fu  nel  1718  che  l'astronomo inglese Edmund Halley,  il quale stava
    lavorando intensamente per  determinare  al  telescopio  le  posizioni
    esatte  di  varie  stelle,  trovò che tre delle stelle più brillanti -
    Sirio, Procione e Arturo - non si trovavano nelle posizioni tramandate
    dai greci.  La differenza era troppo grande  per  essere  un  semplice
    errore,  anche  tenendo  conto  del  fatto  che  le osservazioni degli
    astronomi greci erano necessariamente effettuate a occhio nudo. Halley
    giunse alla conclusione che le stelle, malgrado tutto,  non sono fisse
    nel firmamento,  ma si muovono liberamente, come api in uno sciame. Il
    loro moto è assai lento,  ed era così poco visibile prima  che  le  si
    potesse  osservare  al telescopio,  che esse erano "apparse" fisse nel
    cielo.
    La ragione per cui questo "moto proprio" delle stelle è tanto  piccolo
    sta nella loro enorme distanza da noi.  Sirio,  Procione e Arturo sono
    tra le stelle più vicine,  così che il  loro  moto  proprio  finì  per
    essere osservato.  E' la loro relativa vicinanza rispetto a noi che le
    fa apparire così luminose. Le stelle meno luminose sono,  in generale,
    più lontane,  e il loro moto proprio è rimasto inosservabile anche nel
    corso di un lasso di tempo come quello che  ci  separa  dagli  antichi
    greci.
    Il  moto  proprio in se stesso,  pur essendo un indizio della distanza
    delle stelle, non consentiva di calcolare tale distanza.  Naturalmente
    le  stelle  più  vicine  dovevano presentare una parallasse rispetto a
    quelle più lontane; eppure, non era possibile osservarla. Anche quando
    gli astronomi presero come linea di base l'asse  maggiore  dell'orbita
    della terra intorno al sole (299 milioni di chilometri), osservando le
    stelle  dalle  opposte estremità dell'orbita a intervalli di sei mesi,
    non riuscirono a scorgere alcuna parallasse.  Quindi anche  le  stelle
    più  vicine dovevano essere terribilmente lontane.  Quando si vide che
    neppure telescopi sempre più perfezionati riuscivano  a  mostrare  una
    parallasse  stellare,  si dovette aumentare progressivamente il valore
    stimato  della  distanza  delle   stelle.   Il   fatto   che   fossero
    perfettamente  visibili a queste grandissime distanze rendeva evidente
    che dovevano essere delle immense palle di  fuoco,  simili  al  nostro
    sole. Nicola Cusano aveva dunque ragione.
    Ma i telescopi e gli altri strumenti continuavano a progredire.  Negli
    anni trenta del diciannovesimo secolo  l'astronomo  tedesco  Friedrich
    Wilhelm  Bessel  fece  uso  di  un'apparecchiatura  inventata da poco,
    l'"eliometro",  così chiamato perché originariamente doveva servire  a
    misurare  il  diametro  del  sole con grande precisione.  Lo si poteva
    usare altrettanto bene per misurare altre distanze in cielo,  e Bessel
    lo  usò per misurare la distanza tra due stelle.  Osservando di quanto
    mutava la loro distanza di mese in mese,  Bessel alla  fine  riuscì  a
    misurare la parallasse di una stella.  Scelse una piccola stella della
    costellazione del Cigno,  chiamata 61  Cygni.  La  ragione  della  sua
    scelta  fu  che  essa  presentava  di  anno  in  anno  un moto proprio
    insolitamente grande  rispetto  allo  sfondo  costituito  dalle  altre
    stelle, il che faceva supporre che si trovasse più vicina delle altre.
    (Non  si  confonda,   però,   questo  moto  proprio  continuo  con  lo
    spostamento avanti e indietro  rispetto  allo  sfondo  che  indica  la
    parallasse.)  Bessel  prese nota con grande precisione delle posizioni
    successive di  61  Cygni  rispetto  alle  stelle  «fisse»  circostanti
    (presumibilmente   molto   più   lontane)  e  seguitò  a  fare  queste
    osservazioni per più di un  anno.  Poi,  nel  1838,  fu  in  grado  di
    affermare  che 61 Cygni aveva una parallasse di 0,31 secondi di arco -
    la larghezza di una moneta vista da una  distanza  di  16  chilometri!
    Questa parallasse,  osservata prendendo come linea di base il diametro
    dell'orbita terrestre,  significava che 61  Cygni  si  trovava  a  una
    distanza  di  circa  100 trilioni [1 con 14 zeri] di chilometri - 9000
    volte l'ampiezza  del  nostro  sistema  solare.  Pertanto  il  sistema
    solare,  in confronto alla distanza delle stelle più vicine, si riduce
    a un punto insignificante nello spazio.
    E' abbastanza scomodo aver a che fare con numeri come  i  trilioni,  e
    così  gli  astronomi  hanno deciso di ridurli,  esprimendo le distanze
    tramite la velocità della luce,  che  è  di  300  mila  chilometri  al
    secondo.  In un anno,  la luce percorre qualcosa come 9,46 trilioni di
    chilometri: tale  distanza  viene  pertanto  chiamata  anno  luce.  In
    termini  di  quest'unità,  la stella 61 Cygni è distante circa 11 anni
    luce.
    Due mesi dopo  il  successo  di  Bessel,  l'astronomo  inglese  Thomas
    Henderson  annunciò  di  aver  trovato  la distanza della stella Alpha
    Centauri (perdendo così l'onore della priorità per  soli  due  mesi!).
    Alpha Centauri è una stella dell'emisfero meridionale, che non risulta
    visibile  a latitudini superiori al 28° parallelo nord,  ed è la terza
    stella del cielo  come  luminosità.  E'  risultato  che  essa  ha  una
    parallasse  di  0,75  secondi  di arco,  più di due volte quella di 61
    Cygni,  e che quindi è di altrettanto più vicina  a  noi.  In  effetti
    Alpha  Centauri  dista  solo  4,3 anni luce dal sistema solare ed è la
    stella più vicina.  In realtà non è neppure  una  singola  stella,  ma
    l'insieme di tre stelle molto ravvicinate.
    Nel  1840  l'astronomo  russo di origine tedesca Friedrich Wilhelm von
    Struve comunicò la parallasse di Vega,  la quarta stella del cielo  in
    ordine  di  luminosità.  Risultò  poi  che vi era un leggero errore in
    questa  determinazione,   fatto  però  comprensibile,   visto  che  la
    parallasse   di   Vega  è  estremamente  piccola  e  la  sua  distanza
    considerevole - 27 anni luce.
    Nel 1900 erano una settantina le stelle di cui erano state determinate
    le distanze con il metodo della parallasse,  e attualmente sono  molte
    migliaia.  Un centinaio di anni luce costituisce all'incirca il limite
    della distanza misurabile con una  certa  precisione,  anche  con  gli
    strumenti migliori.  E innumerevoli stelle si trovano a distanze molto
    superiori.
    A occhio nudo siamo in grado di vedere circa 6000 stelle. L'invenzione
    del telescopio fece capire  di  colpo  che  esse  non  erano  che  una
    piccolissima   parte  dell'universo.   Quando  Galileo  puntò  il  suo
    telescopio verso i cieli,  nel 1609,  non solo  scoprì  nuove  stelle,
    prima  invisibili,  ma  rimase  ancora  più stupefatto quando volse lo
    strumento in direzione della Via Lattea. Essa, guardata a occhio nudo,
    non è che una striscia luminosa dal contorno  indistinto,  ma  divenne
    improvvisamente,  attraverso  la  lente del telescopio,  un insieme di
    miriadi di stelle,  innumerevoli come  i  granelli  della  polvere  di
    talco.
    Il  primo  uomo che tentò di spiegare tutto ciò fu l'astronomo inglese
    di origine tedesca William Herschel.  Nel 1785 egli,  in base alle sue
    osservazioni,  pensò che le stelle in cielo fossero raggruppate in una
    configurazione a forma di lente.  Se guardiamo verso  la  Via  Lattea,
    vediamo un gran numero di stelle,  ma se invece volgiamo lo sguardo in
    direzione  perpendicolare  ad  essa,  le  stelle  che  scorgiamo  sono
    relativamente poche. Herschel ne dedusse che i corpi celesti formavano
    un sistema appiattito,  con l'asse più lungo nella direzione della Via
    Lattea. Oggi sappiamo che, entro certi limiti, Herschel aveva ragione,
    e chiamiamo il nostro  sistema  di  stelle  "galassia",  termine  che,
    secondo l'etimologia greca, altro non è che un sinonimo di Via Lattea.
    Herschel  cercò  di  stimare le dimensioni della galassia: suppose che
    tutte le stelle avessero circa la stessa luminosità intrinseca, il che
    permetteva di valutare la distanza relativa delle  diverse  stelle  in
    funzione  della  loro  luminosità.  (Una  ben  nota  legge dice che la
    luminosità diminuisce con il quadrato della distanza: pertanto,  se la
    luminosità  della stella A è un nono di quella della stella B,  A deve
    essere a una distanza tripla di quella di B.)
    Contando le stelle situate in diverse aree campione della Via  Lattea,
    Herschel  stimò  che  nella galassia vi fossero complessivamente circa
    100 milioni di  stelle.  Dalla  distribuzione  delle  loro  luminosità
    Herschel  dedusse  che  il  diametro della galassia fosse 850 volte la
    distanza della splendente stella Sirio, e il suo spessore 155 volte.
    Oggi sappiamo che la distanza di Sirio è di 8,8 anni luce; pertanto la
    stima di Herschel darebbe un diametro della galassia di 7500 anni luce
    e un suo spessore di 1300 anni luce,  stima che è  risultata  di  gran
    lunga  troppo  riduttiva;  ma,  come  quella  ultraprudente  fatta  da
    Aristarco a proposito della distanza del sole, era pur sempre un passo
    avanti nella direzione giusta.
    Era naturale pensare che le stelle si muovessero in cielo come api  in
    uno sciame (come ho già detto), ed Herschel mostrò che anche lo stesso
    sole partecipava a tale moto.
    Nel 1805 Herschel scoprì, dopo aver dedicato venti anni della sua vita
    a  determinare  i  moti propri del maggior numero possibile di stelle,
    che esisteva  una  zona  del  cielo  in  cui  le  stelle  generalmente
    sembravano sbucare da un punto particolare (l'"apice"), mentre, in una
    zona  del  cielo  opposta  alla  prima,  le stelle perlopiù sembravano
    dirigersi verso un altro punto, detto "antiapice".
    La spiegazione più semplice di questo fenomeno consisteva nel supporre
    che il sole si allontanasse dall'antiapice dirigendosi verso  l'apice,
    e che per questo i gruppi di stelle dessero l'impressione di diradarsi
    dalla  parte  verso la quale il sole si muoveva,  e sembrassero invece
    addensarsi dalla parte opposta.  (Questo è un normale  effetto  creato
    dalla prospettiva,  che potremmo verificare camminando in un bosco; ma
    solitamente vi siamo tanto abituati, che non lo notiamo neppure.)
    Il sole non è dunque il centro immobile dell'universo,  come Copernico
    aveva  pensato,  bensì si muove - ma non come avevano creduto i greci.
    Non si muove intorno alla terra, ma trascina con sé la terra e tutti i
    pianeti mentre  si  sposta  nella  galassia.  Le  moderne  misurazioni
    mostrano  che  il  sole  si  muove  (rispetto  alle stelle più vicine)
    dirigendosi verso un punto situato  nella  costellazione  della  Lira,
    alla velocità di 19,3 chilometri al secondo.
    A  partire  dal  1906  l'astronomo  olandese  Jacobus Cornelis Kapteyn
    condusse un'altra osservazione sistematica della Via  Lattea.  Potendo
    ormai  disporre  della fotografia e conoscendo la distanza reale delle
    stelle più vicine, egli riuscì a ottenere una stima migliore di quella
    fatta da Herschel.  Kapteyn stabilì che le dimensioni  della  galassia
    erano  di  23  mila  anni  luce  per  6000;  il modello della galassia
    proposto da Kapteyn aveva quindi un'ampiezza  tripla  e  uno  spessore
    quintuplo rispetto al modello di Herschel; ma era ancora troppo poco.
    Per  concludere,  attorno al 1900 la situazione per quanto riguarda le
    distanze stellari era la stessa di quella che nel 1700 vigeva  per  le
    distanze dei pianeti.  Infatti nel 1700 si conosceva la distanza della
    luna,   ma  quella  dei  pianeti  più  distanti  poteva   venir   solo
    congetturata.  Nel  1900  si  conosceva  la  distanza delle stelle più
    vicine, ma quella delle stelle più lontane,  ancora una volta,  poteva
    solo essere congetturata.

    Misurazione della luminosità di una stella.

    Il  successivo  passo  importante fu la scoperta di un nuovo metodo di
    misura delle distanze,  che  si  avvaleva  di  alcune  stelle  la  cui
    luminosità era variabile. Questo capitolo dell'astronomia comincia con
    una stella molto luminosa, Delta Cephei, nella costellazione di Cefeo.
    Uno studio approfondito mostrò che la sua luminosità aveva un ciclo di
    variabilità:  dallo  stadio  di minima luminosità la stella passava in
    poco tempo a una luminosità doppia,  per poi lentamente oscurarsi fino
    a  tornare allo stato iniziale;  questo ciclo si ripeteva di continuo,
    con la massima regolarità.  Gli astronomi trovarono molte altre stelle
    che si comportavano in questo modo e le chiamarono,  in onore di Delta
    Cephei, "variabili cefeidi", o semplicemente cefeidi.
    I periodi delle cefeidi (cioè gli intervalli di tempo tra un minimo di
    luminosità e il successivo) variano da meno di un giorno a  quasi  due
    mesi.  Sembra  che quelle più vicine al nostro sole abbiano un periodo
    intorno a una settimana.  Il periodo di Delta Cephei è di 5,3  giorni,
    mentre  la  cefeide  più vicina di tutte (la Stella Polare,  niente di
    meno) ha un periodo di 4 giorni. (Tuttavia,  la Stella Polare presenta
    solo  una  modesta variazione di luminosità,  non osservabile a occhio
    nudo.)
    Le cefeidi sono importanti per  gli  astronomi  per  una  ragione  che
    richiede una breve digressione.
    Fin  dai  tempi  di  Ipparco  si  misurava la luminosità di una stella
    tramite un parametro chiamato "magnitudine", secondo un sistema ideato
    dallo  stesso  Ipparco:  più  una  stella  è  luminosa,  minore  è  la
    magnitudine.  Ipparco  definì le venti stelle più luminose come stelle
    di prima magnitudine (o di prima grandezza),  mentre quelle un po' più
    deboli le chiamò di seconda magnitudine; seguivano la terza, la quarta
    e la quinta,  fino alle stelle più deboli, quelle appena visibili, che
    erano di sesta magnitudine.
    Nei tempi moderni - nel 1856, per l'esattezza - il concetto introdotto
    da Ipparco fu trasformato  in  un  concetto  quantitativo  per  merito
    dell'astronomo  Norman  Robert  Pogson,  il quale mostrò che la stella
    media di prima magnitudine era circa  100  volte  più  luminosa  della
    stella media di sesta magnitudine.  Se si stabilisce che un intervallo
    di cinque magnitudini equivale a un rapporto di 100 in luminosità,  il
    rapporto  per  1  magnitudine deve essere pari a 2,512.  Una stella di
    magnitudine 4 è quindi 2,512 volte  più  luminosa  di  una  stella  di
    magnitudine  5  e  2,512 moltiplicato per 2,512 volte,  cioè circa 6,3
    volte, più luminosa di una stella di magnitudine 6.
    Tra le stelle, 61 Cygni è una stella debole con una magnitudine 5,0 (i
    moderni metodi astronomici consentono  di  valutare  il  decimo  e  in
    qualche  caso  perfino  il  centesimo  di magnitudine).  Capella è una
    stella luminosa,  con una magnitudine di 0,9,  mentre Alpha Centauri è
    ancora  più  luminosa,  con  una magnitudine di 0,1.  E la misurazione
    procede fino a luminosità ancora superiori,  che sono  designate  come
    magnitudine zero, oltre la quale si ricorre ai numeri negativi. Sirio,
    la stella più luminosa del cielo,  ha una magnitudine di meno 1,42; il
    pianeta Venere raggiunge la magnitudine di meno 4,2,  la luna piena di
    meno 12,7, il sole di meno 26,9.
    Queste  sono  le  "magnitudini  apparenti" delle stelle,  così come le
    vediamo - non già le loro "luminosità"  assolute,  indipendenti  dalla
    distanza.  Ma  se  conosciamo  la  distanza  di  una  stella  e la sua
    magnitudine apparente, possiamo calcolare la sua luminosità reale. Gli
    astronomi  basano  la  scala  delle   "magnitudini   assolute"   sulla
    luminosità a una distanza standard, che è stata stabilita pari a dieci
    parsec,  ossia  32,6  anni luce.  (Il "parsec" è la distanza a cui una
    stella presenta una parallasse di 1 secondo di arco,  ed è pari a poco
    più di 30 trilioni di chilometri, ossia a 3,26 anni luce.)
    Anche  se  Capella appare meno brillante di Alpha Centauri e di Sirio,
    in realtà è un'emittente di luce assai più potente di loro;  solo  che
    si  trova  molto  più  lontana.  Se  fossero tutte e tre alla distanza
    standard Capella sarebbe  di  gran  lunga  la  più  luminosa.  La  sua
    magnitudine  assoluta  è  meno 0,1,  mentre quelle di Sirio e di Alpha
    Centauri sono rispettivamente  1,3  e  4,8.  Il  nostro  sole  ha  una
    luminosità  che  eguaglia appena quella di Alpha Centauri,  con la sua
    magnitudine assoluta di 4,86.  Non è che una comune stella,  di  media
    grandezza.
    Torniamo  alle  cefeidi.  Nel  1912  Henrietta  Leavitt,  un'astronoma
    dell'Osservatorio di Harvard,  stava studiando la  più  piccola  delle
    nubi di Magellano - due enormi sistemi stellari nell'emisfero australe
    che  prendono il nome dal celebre navigatore,  perché furono osservate
    per la prima volta durante la sua circumnavigazione del globo.  Tra le
    stelle  della  piccola  nube  di  Magellano,  Henrietta Leavitt scoprì
    venticinque cefeidi,  di ciascuna delle quali registrò il  periodo  di
    variazione,  trovando, con sua stessa sorpresa, che più il periodo era
    lungo, più la stella era luminosa.
    Dato che questo non si verifica per le variabili cefeidi più  prossime
    a  noi,  perché  dovrebbe verificarsi nella piccola nube di Magellano?
    Nei nostri dintorni conosciamo soltanto le magnitudini apparenti delle
    cefeidi;  non conoscendo né la loro distanza  né  la  loro  luminosità
    assoluta,  non  abbiamo modo di stabilire una relazione tra il periodo
    di una stella e la sua  luminosità.  Invece,  nella  piccola  nube  di
    Magellano,  tutte le stelle sono in pratica circa alla stessa distanza
    da noi, data la grande lontananza della nube. E' come se una persona a
    New York volesse calcolare la propria distanza da ogni persona che  si
    trova  a  Chicago: arriverebbe alla conclusione che tutti gli abitanti
    di Chicago hanno circa la stessa distanza da  lei,  dato  che  qualche
    chilometro su più di mille non fa differenza. Analogamente, una stella
    che   si   trovi   all'estremità   più   lontana   della  nube  non  è
    significativamente  più  lontana  di   una   stella   che   si   trovi
    all'estremità più vicina.
    Nel  caso  delle  stelle della piccola nube di Magellano,  quindi,  si
    potrebbe prendere la loro magnitudine apparente come  misura  relativa
    della loro magnitudine assoluta. Così la Leavitt poté considerare come
    reale la relazione rilevata: cioè,  il periodo delle variabili cefeidi
    aumenta regolarmente con l'aumentare della  magnitudine  assoluta.  Fu
    così  possibile  stabilire una curva "periodo-luminosità" - un grafico
    che  mostra  quale  periodo  debba  avere  una  cefeide  di  una  data
    magnitudine assoluta,  e,  reciprocamente,  quale magnitudine assoluta
    debba avere una cefeide di un dato periodo.
    Nell'ipotesi che le cefeidi di tutto  l'universo  si  comportino  come
    quelle  della piccola nube di Magellano (assunzione ragionevole),  gli
    astronomi disporrebbero  di  una  scala  "relativa"  per  misurare  le
    distanze,  almeno  fin  dove  è  possibile  scorgere  le cefeidi con i
    telescopi migliori.  Osservate due cefeidi aventi periodo  uguale,  si
    potrebbe  supporre l'uguaglianza delle loro magnitudini assolute.  Se,
    per esempio,  la cefeide A apparisse quattro volte più luminosa  della
    cefeide B,  quest'ultima avrebbe una distanza doppia da noi; in questo
    modo sarebbe possibile riportare in un grafico in  scala  le  distanze
    relative   delle   cefeidi  osservabili.   Pertanto,   se  si  potesse
    determinare la distanza effettiva anche di una sola di queste cefeidi,
    diverrebbero note le distanze di tutte le altre.
    Sfortunatamente, anche la più vicina delle cefeidi,  la Stella Polare,
    si trova a centinaia di anni luce da noi, di gran lunga troppo lontana
    per  poterne  misurare  la  distanza  in  base  alla  parallasse.  Gli
    astronomi dovettero  ricorrere  a  metodi  meno  diretti:  un  indizio
    utilizzabile veniva dal moto proprio, perché, in media, più una stella
    è  distante,  minore  è  il suo moto proprio.  (Si rammenti che Bessel
    aveva stabilito che 61 Cygni era relativamente vicina perché aveva  un
    grande moto proprio.) Sono stati usati vari sistemi per determinare il
    moto  proprio  di gruppi di stelle,  con l'aiuto di metodi statistici.
    Era una procedura complicata,  ma i risultati  fornirono  la  distanza
    approssimativa di vari gruppi di stelle che contenevano delle cefeidi.
    Dalle  distanze  e  dalle  magnitudini apparenti di queste ultime,  si
    poterono determinare le magnitudini assolute, confrontandole poi con i
    periodi.
    Nel 1913 l'astronomo danese Ejnar Hertzsprung stabilì che una  cefeide
    di  magnitudine  assoluta meno 2,3 aveva un periodo di 6,6 giorni.  In
    base a questo risultato e usando  la  curva  periodo-luminosità  della
    Leavitt, egli riuscì a determinare la magnitudine assoluta di tutte le
    cefeidi.  (Incidentalmente,  risultò  che  in  genere esse sono stelle
    grandi e luminose,  molto  più  luminose  del  nostro  sole.  La  loro
    variazione  di luminosità è probabilmente dovuta alle loro pulsazioni:
    sembra  che  queste  stelle  si  espandano   e   si   contraggano   in
    continuazione,    quasi   respirassero,    inspirando   ed   espirando
    profondamente.)
    Pochi anni  dopo,  l'astronomo  americano  Harlow  Shapley  ripeté  la
    ricerca  e  arrivò  alla  conclusione  che  una cefeide di magnitudine
    assoluta meno 2,3 aveva un  periodo  di  5,96  giorni.  L'accordo  era
    sufficiente  per consentire agli astronomi di procedere: ormai avevano
    il loro metro.

    Determinazione delle dimensioni della galassia.

    Nel  1918  Shapley  cominciò  a  osservare  le  cefeidi  della  nostra
    galassia,  nel  tentativo  di  determinare  con questo nuovo metodo le
    dimensioni della galassia stessa.  Egli si occupò in modo  particolare
    delle  cefeidi che si trovano in gruppi di stelle che vengono chiamati
    ammassi  globulari  -  aggregati  sferici  molto  densi  che   possono
    contenere  da  decine  di migliaia a decine di milioni di stelle,  con
    diametri dell'ordine di 100 anni luce.
    Questi ammassi (di cui già Herschel, un secolo prima,  aveva osservato
    l'esistenza)  presentano  un ambiente astronomico del tutto diverso da
    quello che prevale nello spazio più prossimo a noi.  Al  centro  degli
    ammassi  più grossi le stelle sono fittamente disposte con una densità
    di 500 ogni 10 parsec cubi,  in  confronto  alla  densità  dei  nostri
    dintorni,  che è di 1 stella ogni 10 parsec cubi. In queste condizioni
    la luce stellare deve superare di molto  quella  prodotta  dalla  luna
    sulla  terra,  così che un ipotetico pianeta che si trovasse vicino al
    centro di un simile ammasso non conoscerebbe una vera notte.
    Esistono circa 100 ammassi globulari  noti  nella  nostra  galassia  e
    probabilmente altrettanti che non sono stati ancora scoperti.  Shapley
    calcolò che la distanza dei vari ammassi globulari fosse compresa  tra
    20  mila e 200 mila anni luce da noi.  (L'ammasso più vicino,  come la
    stella più vicina,  si trova nella costellazione  del  Centauro  ed  è
    visibile  a occhio nudo,  apparendo simile a una stella: esso porta il
    nome di  Omega  Centauri.  L'ammasso  più  distante,  N.G.C.  2419,  è
    talmente  lontano  che  forse  non  lo si può neppure considerare come
    appartenente alla galassia.)
    Shapley trovò che gli ammassi erano distribuiti in  una  enorme  sfera
    tagliata  a metà dal piano della Via Lattea;  essi formavano una sorta
    di alone intorno a una porzione del corpo principale  della  galassia.
    Shapley  formulò  l'assunto abbastanza naturale che essi circondassero
    il centro della galassia; secondo i suoi calcoli, il punto centrale di
    questo alone di ammassi globulari si trova entro  la  Via  Lattea,  in
    direzione  della  costellazione  del Sagittario,  a circa 50 mila anni
    luce da noi.  Ne consegue che il  nostro  sistema  solare,  ben  lungi
    dall'essere al centro della galassia,  come avevano pensato Herschel e
    Kapteyn, si troverebbe nelle vicinanze dei suoi margini.
    Il modello di Shapley raffigurava la galassia come  un'immensa  lente,
    del diametro di circa 300 mila anni luce. Questa volta l'errore era in
    eccesso, come mostrò ben presto un altro metodo di misurazione.
    Dal fatto che la galassia ha la forma di un disco, gli astronomi, dopo
    William Herschel,  dedussero che essa ruotasse nello spazio.  Nel 1926
    l'astronomo olandese Jan Oort si accinse a  misurare  tale  rotazione.
    Dato che la galassia non è un oggetto solido, ma è composta da un gran
    numero di singole stelle,  non c'è da aspettarsi che essa giri in modo
    rigido,  come farebbe una ruota.  Le stelle situate in prossimità  del
    centro  gravitazionale  del  disco  devono  ruotare intorno a esso più
    rapidamente di quelle più distanti (come i pianeti più vicini al  sole
    percorrono  le loro orbite con velocità maggiore).  Pertanto le stelle
    vicine al centro della galassia (cioè  in  direzione  del  Sagittario)
    dovrebbero  tendere  a  precedere  il  nostro sole,  mentre quelle più
    distanti di noi dal  centro  (in  direzione  dei  Gemelli)  dovrebbero
    tendere a restare indietro durante la loro rivoluzione.  Inoltre,  più
    una stella dista da noi, maggiore dovrebbe essere questa differenza di
    velocità.
    In base a questi assunti,  divenne possibile calcolare la velocità  di
    rotazione intorno al centro della galassia, partendo dal moto relativo
    delle  stelle.  Si  trovò  che  il sole e le stelle vicine viaggiano a
    circa  240  chilometri  al  secondo  rispetto  al  centro   galattico,
    compiendo una rivoluzione completa intorno a esso in circa 200 milioni
    di anni. (Il sole percorre un'orbita quasi circolare, mentre le orbite
    di certe stelle, come per esempio Arturo, sono decisamente ellittiche.
    Il  fatto  che le stelle non ruotino in orbite perfettamente parallele
    spiega il moto relativo del  sole  in  direzione  della  costellazione
    della Lira.)
    Avendo  fatto  una  stima  della velocità di rotazione,  gli astronomi
    poterono   successivamente    calcolare    l'intensità    del    campo
    gravitazionale  del  centro  galattico,  e  quindi la sua massa.  Si è
    trovato che il centro galattico (che contiene la maggior  parte  della
    massa della galassia) ha una massa pari a più di 100 miliardi di volte
    quella  del nostro sole.  E dato che quest'ultimo è una stella con una
    massa superiore alla media, la nostra galassia contiene forse da 200 a
    300 miliardi di stelle - fino a tremila volte  il  numero  stimato  da
    Herschel.
    Dalla   curvatura  delle  orbite  descritte  dalle  stelle  è  inoltre
    possibile determinare la posizione del centro intorno a  cui  ruotano.
    In  tal  modo  si  è potuto confermare che il centro della galassia si
    trova in direzione del Sagittario,  come aveva  concluso  Shapley,  ma
    solo  a 27 mila anni luce da noi,  e il diametro totale della galassia
    diventa così di 100 mila anni luce, anziché 300 mila.  In questo nuovo
    modello,  che  oggi viene ritenuto corretto,  lo spessore del disco al
    centro è di circa 20 mila anni luce e diminuisce verso  la  periferia;
    nella  posizione in cui si trova il nostro sole,  cioè a due terzi del
    raggio  in  direzione  della  periferia,   lo  spessore  del  disco  è
    all'incirca   di   3000  anni  luce.   Ma  si  tratta  solo  di  cifre
    approssimative,   perché  la  galassia  non  ha  frontiere  nettamente
    definite
    Se  il  sole  è  tanto  vicino all'orlo della galassia,  perché la Via
    Lattea non è molto più luminosa in  direzione  del  centro  che  nella
    direzione opposta,  cioè verso il bordo? Guardando verso il Sagittario
    noi abbiamo di fronte il corpo principale della  galassia,  con  circa
    200 miliardi di stelle,  mentre verso la periferia ve ne sono soltanto
    alcuni milioni, assai più disperse.  Eppure la fascia della Via Lattea
    ci  appare  ugualmente luminosa in tutte le direzioni.  La spiegazione
    sembra  risiedere  nel  fatto  che  enormi  nubi  di  polvere   oscura
    nascondono  alla  nostra  vista  gran  parte della zona centrale della
    galassia;  queste nubi di polvere e gas possono arrivare a  costituire
    addirittura   una   metà   della   massa  della  periferia  galattica.
    Probabilmente noi non vediamo più di 1  su  10  mila  della  luce  del
    centro galattico, a dir molto.
    E'  per questa ragione che Herschel e altri tra i primi studiosi della
    galassia avevano pensato che il nostro sistema solare fosse al  centro
    ed è, probabilmente per lo stesso motivo, che Shapley in origine aveva
    sopravvalutato  la  grandezza della galassia.  Alcuni degli ammassi da
    lui studiati erano oscurati dalla polvere interposta,  e  pertanto  le
    cefeidi in essi contenute sembravano meno luminose di quanto in realtà
    fossero, e quindi più distanti.

    L'universo si ingrandisce.

    Ancor  prima  che  fossero  determinate  la massa e la grandezza della
    galassia,  le variabili cefeidi delle nubi di  Magellano  (in  cui  la
    Leavitt  aveva  fatto  la  scoperta  cruciale  della curva luminosità-
    periodo) furono usate per determinare la distanza delle  nubi  stesse,
    che  risultò  superiore  ai 100 mila anni luce.  I calcoli attuali più
    attendibili pongono la grande nube di Magellano a una distanza da  noi
    di  circa 150 mila anni luce e la piccola nube di Magellano a 170 mila
    anni luce.  La grande nube ha un diametro che non supera  la  metà  di
    quello  della  nostra  galassia,  mentre quello della piccola nube non
    supera un quinto.  Inoltre esse appaiono meno densamente  popolate  di
    stelle.  La  grande  nube  di  Magellano contiene 5 miliardi di stelle
    (solo 1 su 20,  o ancor  meno,  del  numero  di  stelle  della  nostra
    galassia),  mentre  la  piccola  nube  di  Magellano  ne  ha  solo 1,5
    miliardi.
    Questa era la situazione all'inizio degli anni venti: l'universo  noto
    aveva un diametro di meno di 200 mila anni luce,  ed era formato dalla
    nostra galassia e dalle sue  due  vicine.  Ci  si  cominciò  allora  a
    domandare se, al di fuori di questo, esistesse qualche altra cosa.
    I  sospetti  si  concentravano  su  certe  piccole  macchie  di nebbia
    luminosa,  chiamate "nebulose",  osservate da tempo  dagli  astronomi.
    L'astronomo francese Charles Messier ne aveva catalogate 103 nel 1781.
    (Molte  di  esse  sono  ancor oggi chiamate con il numero dato loro da
    Messier, preceduto dalla lettera M, iniziale del suo nome.)
    Erano solo delle nuvole come  apparivano,  queste  nebulosità?  Alcune
    sembravano non essere altro,  come la nebulosa di Orione (scoperta nel
    1656 dall'astronomo olandese Christiaan Huygens),  una nube di polvere
    e gas, di massa pari a 500 volte quella del nostro sole, illuminata da
    stelle  molto  calde  al  suo  interno.   Altre  nebulosità,   invece,
    risultarono essere ammassi globulari - enormi aggregati di stelle.
    Restavano,  però,  delle macchie luminose che non sembravano contenere
    affatto  delle  stelle.  Ma  allora  perché  erano luminose?  Nel 1845
    l'astronomo britannico William Parsons (terzo conte di Rosse),  usando
    un telescopio da 72 pollici costruito con il lavoro di un'intera vita,
    aveva  accertato  che alcune di queste macchie avevano una struttura a
    spirale,  il che procurò loro il nome di «nebulose a  spirale»,  senza
    tuttavia chiarire il mistero della loro luminosità.
    La più spettacolare di queste macchie,  nota come M 31,  o nebulosa di
    Andromeda (perché si trova  nella  costellazione  di  Andromeda),  era
    stata  studiata  per  la  prima  volta nel 1612 dall'astronomo tedesco
    Simone Marius.  Si tratta di un ovale allungato di luce fioca,  grande
    metà della luna piena.  Poteva darsi che essa fosse composta di stelle
    talmente lontane che non era possibile vederle distinte,  neppure  con
    un  grande  telescopio?  In tal caso,  la nebulosa di Andromeda doveva
    trovarsi lontanissima da noi,  ma doveva anche avere dimensioni enormi
    per  essere visibile a una simile distanza.  (Già nel 1755 il filosofo
    tedesco Immanuel  Kant  aveva  speculato  sull'esistenza  di  siffatti
    lontanissimi raggruppamenti di stelle, che aveva denominato "universi-
    isola".)
    Nel secondo decennio del ventesimo secolo vi fu un acceso dibattito su
    tale  questione.  L'astronomo  olandese-americano  Adriaan  Van Maanen
    aveva riferito che la nebulosa di Andromeda ruotava con  una  velocità
    misurabile,  e che doveva quindi trovarsi abbastanza vicina a noi.  Se
    infatti si fosse trovata al di fuori  della  galassia,  sarebbe  stata
    troppo lontana perché ci fosse possibile percepirne il moto.  Shapley,
    un buon amico di Van Maanen,  usò le scoperte di questi per  sostenere
    che la nebulosa di Andromeda faceva parte della galassia.
    Contro  questa  affermazione si levò l'astronomo americano Heber Doust
    Curtis,  sostenendo che,  anche se la nebulosa di  Andromeda  non  era
    risolvibile  in stelle,  di quando in quando faceva la sua comparsa la
    luce debolissima di una stella;  secondo Curtis  si  trattava  di  una
    "nova",  una stella che aumenta di colpo la sua luminosità di migliaia
    di volte.  Nella nostra galassia queste  stelle  acquistano  un'enorme
    luminosità per breve tempo, per poi scomparire di nuovo alla vista; ma
    nella  nebulosa  di  Andromeda  esse  risultavano a malapena visibili,
    anche al massimo del loro splendore.  Curtis argomentò  che  le  novae
    apparivano   così   fievoli   perché  la  nebulosa  di  Andromeda  era
    straordinariamente  lontana.   Quanto  alle  stelle  normali  di  tale
    nebulosa, esse erano decisamente troppo deboli per essere avvistate, e
    la loro luce si fondeva in una sorta di nebbia vagamente luminosa.
    Il 26 aprile 1920 Curtis e Shapley tennero sull'argomento un dibattito
    che ebbe ampia risonanza; in complesso non si giunse a nulla di nuovo,
    anche  se  Curtis  risultò  un  oratore  sorprendentemente  abile  nel
    difendere accanitamente la propria posizione.
    Nel giro di qualche anno,  tuttavia,  fu evidente che  era  Curtis  ad
    avere  ragione.  In  primo  luogo  i  dati  di  Van Maanen risultarono
    sbagliati. Non se ne sa bene la ragione,  ma anche i più bravi possono
    commettere  degli  errori,  e  a  quanto  pare  ciò era accaduto a Van
    Maanen.
    Poi,  nel 1924,  l'astronomo americano Edwin Powell  Hubble  puntò  il
    telescopio da 100 pollici (2,5 metri) del Monte Wilson, in California,
    sulla  nebulosa  di Andromeda.  (Questo telescopio fu chiamato Hooker,
    dal nome di John B.  Hooker che aveva elargito  i  fondi  per  la  sua
    costruzione.)  Tale  strumento  potentissimo  risolse in stelle alcune
    zone della periferia della nebulosa; si vide allora che la nebulosa di
    Andromeda,  almeno in alcune sue parti,  assomigliava alla Via Lattea;
    poteva  dunque  esserci qualcosa di vero nel concetto degli «universi-
    isola»
    Tra le stelle alla periferia della nebulosa di Andromeda vi sono delle
    variabili  cefeidi;  usandole  come  «metro»  di  riferimento,  Hubble
    stabilì che la nebulosa distava qualcosa come un milione di anni luce!
    La  nebulosa  di  Andromeda  era dunque lontana,  lontanissima,  dalla
    nostra galassia.  Tenuto conto di tale  distanza,  la  sua  dimensione
    apparente  dimostrava  che essa doveva essere un enorme agglomerato di
    stelle, paragonabile alla nostra galassia.
    Anche altre nebulosità risultarono agglomerati di stelle,  ancora  più
    distanti della nebulosa di Andromeda. Si dovette riconoscere che tutte
    queste  "nebulose  extra-galattiche"  erano delle galassie - dei nuovi
    universi che  facevano  del  nostro  niente  più  che  uno  dei  tanti
    esistenti nello spazio. Ancora una volta l'universo si era ingrandito.
    Era  più  vasto  di quanto mai si fosse pensato - delle dimensioni non
    solo di centinaia di migliaia,  ma forse di centinaia  di  milioni  di
    anni luce.

    Galassie a spirale.

    Per tutti gli anni trenta gli astronomi furono alle prese con parecchi
    difficili  problemi  relativi alle galassie.  In primo luogo,  in base
    alla loro presunta distanza,  esse apparivano tutte molto più  piccole
    della nostra. Sembrava una strana coincidenza che noi abitassimo nella
    galassia più grande esistente. In secondo luogo, gli ammassi globulari
    che  circondavano  la  galassia  di Andromeda apparivano dotati di una
    luminosità pari a circa la metà o a un terzo di quella  degli  ammassi
    della  nostra galassia.  (Andromeda è ricca di ammassi globulari più o
    meno quanto la nostra galassia, e i suoi ammassi sono disposti secondo
    una simmetria sferica intorno al suo centro; ciò sembra dimostrare che
    l'assunto di Shapley che analoga  fosse  la  disposizione  dei  nostri
    ammassi, era ragionevole. La galassia M 87, nella Vergine, ne possiede
    almeno mille.)
    Il  problema  più  grave  era  che le distanze delle galassie facevano
    pensare che l'universo avesse solo due miliardi di  anni  (in  base  a
    ragionamenti  che  esporrò  più avanti in questo stesso capitolo).  La
    cosa appariva sconcertante,  perché già la terra veniva  ritenuta  dai
    geologi  più  vecchia di tale età,  e ciò in base a prove che venivano
    considerate sommamente attendibili.
    Si cominciò a intravedere  una  risposta  durante  la  seconda  guerra
    mondiale,  allorché  l'astronomo  americano  di origine tedesca Walter
    Baade scoprì che il «metro»  usato  per  misurare  le  distanze  delle
    galassie era sbagliato.
    Nel  1942 Baade approfittò dell'oscuramento di Los Angeles dovuto alla
    guerra,  oscuramento che eliminava dal cielo notturno di Monte  Wilson
    le luci artificiali,  per studiare in modo approfondito la galassia di
    Andromeda con il telescopio da  100  pollici.  Con  quella  visibilità
    eccezionale,  egli  riuscì  a  osservare  singolarmente  alcune stelle
    situate nelle regioni più interne della galassia.  Immediatamente notò
    alcune  sorprendenti  differenze  tra  queste  stelle  e  quelle  alla
    periferia della galassia.  Le stelle più luminose della  zona  interna
    erano rossastre,  mentre quelle alla periferia erano azzurre. Inoltre,
    le giganti rosse all'interno  non  erano  altrettanto  luminose  delle
    giganti  azzurre alla periferia;  queste ultime avevano una luminosità
    fino a 100 mila volte quella del nostro sole,  mentre le stelle  rosse
    delle  zone  interne arrivavano soltanto a 1000 volte tale luminosità.
    Infine,  la periferia della galassia di Andromeda,  dove apparivano le
    luminosissime giganti azzurre,  era assai ricca di polvere,  mentre la
    zona interna, con le sue stelle rosse meno luminose, ne era priva.
    Sembrò a Baade che vi fossero due gruppi di stelle aventi struttura  e
    storia   differenti.   Egli   chiamò  le  stelle  azzurre  all'esterno
    "popolazione prima" e quelle rosse dell'interno "popolazione seconda".
    Risultò che le stelle di popolazione prima sono relativamente giovani,
    hanno un  elevato  contenuto  metallico,  e  descrivono  orbite  quasi
    circolari  intorno  al  centro  galattico  nel  piano principale della
    galassia. Le stelle di popolazione seconda sono relativamente vecchie,
    hanno basso contenuto metallico e  le  loro  orbite  sono  decisamente
    ellittiche  e  considerevolmente  inclinate  rispetto  al  piano della
    galassia.  Entrambe le popolazioni,  dopo la scoperta di  Baade,  sono
    state suddivise in sottogruppi minori.
    Quando  il  nuovo  telescopio  Hale,  da 200 pollici - 5 metri - (così
    chiamato in onore dell'astronomo americano George Ellery Hale,  che ne
    diresse  la  costruzione),  dopo  la  guerra  fu  installato sul Monte
    Palomar, Baade portò avanti le sue indagini. Trovò nella distribuzione
    delle due popolazioni alcune regolarità,  che dipendevano dalla natura
    delle  galassie in questione.  Le galassie ellittiche (sistemi a forma
    di ellissoide,  con una struttura interna quasi  del  tutto  uniforme)
    apparivano costituite soprattutto di stelle della popolazione seconda,
    e  così pure gli ammassi globulari di tutte le galassie.  Invece nelle
    galassie a spirale (galassie  munite  di  bracci,  che  ricordano  una
    girandola), tali bracci erano composti di stelle di popolazione prima,
    disposte su uno sfondo di stelle di popolazione seconda.
    Si  ritiene  che  solo il 2 per cento circa delle stelle dell'universo
    siano di popolazione prima.  Ma il nostro stesso sole e le stelle  più
    note  nelle nostre vicinanze rientrano in questa classe,  fatto da cui
    possiamo dedurre che la nostra è una galassia a spirale,  e che noi ci
    troviamo in un braccio della spirale. (Ecco il perché delle molte nubi
    di polvere, luminose o oscure, nelle nostre vicinanze: i bracci di una
    galassia  a  spirale  sono  molto  ricchi  di  polvere.) Le fotografie
    mostrano che anche la galassia di Andromeda è del tipo a spirale.
    E ora torniamo al «metro».  Baade cominciò a  confrontare  le  cefeidi
    situate  negli  ammassi globulari (popolazione seconda) con quelle nel
    nostro braccio della  spirale  (popolazione  prima).  Risultò  che  le
    cefeidi  delle  due  popolazioni  erano  effettivamente  di  due  tipi
    diversi, per quanto riguarda la relazione tra periodo e luminosità. Le
    cefeidi di popolazione seconda seguivano la  curva  luminosità-periodo
    stabilita  dalla  Leavitt  e da Shapley.  Avvalendosi di tale «metro»,
    Shapley aveva valutato  le  distanze  degli  ammassi  globulari  e  le
    dimensioni  della  nostra  galassia  con ragionevole precisione.  Ora,
    però,  si veniva a  scoprire  che  le  cefeidi  di  popolazione  prima
    costituivano un «metro» totalmente diverso. Una cefeide di popolazione
    prima  aveva  una  luminosità  quadrupla o quintupla di una cefeide di
    popolazione seconda avente lo stesso  periodo.  Pertanto  l'uso  della
    scala della Leavitt doveva necessariamente portare a un calcolo errato
    della magnitudine assoluta di una cefeide di popolazione prima in base
    al  suo  periodo.  E se era sbagliata la magnitudine assoluta,  doveva
    esserlo anche la distanza calcolata in base a essa:  nella  realtà  la
    stella  doveva  essere  molto più distante di quanto risultava da tali
    calcoli.
    Hubble  aveva  valutato  la  distanza  della  galassia  di   Andromeda
    servendosi  delle  cefeidi (di popolazione prima) della periferia - le
    uniche che i telescopi di quel tempo riuscivano a far vedere. Ora, con
    il nuovo «metro»,  la galassia risultava distante circa 2,5 milioni di
    anni  luce,  anziché  meno  di  un milione.  (La galassia di Andromeda
    resta,  tuttavia,  una nostra vicina: si stima infatti che la distanza
    media tra le galassie si aggiri sui venti milioni di anni luce.)
    Le  dimensioni dell'universo noto erano così più che raddoppiate in un
    sol colpo e i problemi su cui ci si era arrovellati negli anni  trenta
    erano  risolti.  La  nostra galassia non era più la maggiore di tutte:
    c'era la galassia di Andromeda,  per  esempio,  che  aveva  una  massa
    decisamente  superiore.  In  secondo  luogo,  era ora evidente che gli
    ammassi  globulari  della  galassia  di  Andromeda  erano  altrettanto
    luminosi  dei  nostri:  se  era sembrato il contrario,  ciò era dovuto
    all'erronea valutazione della loro distanza.  Infine,  per ragioni che
    spiegherò  più  avanti,  la  nuova  scala delle distanze consentiva di
    ritenere l'universo molto più vecchio, rendendo la sua età compatibile
    con quella attribuita dai geologi alla terra.

    Ammassi di galassie.

    Raddoppiando la distanza delle galassie non  si  risolve  il  problema
    delle dimensioni dell'universo. Resta da considerare la possibilità di
    sistemi  ancora più grandi - di ammassi di galassie e di superammassi.
    E,  infatti,  i moderni  telescopi  hanno  dimostrato  l'esistenza  di
    ammassi  di galassie;  per esempio nella costellazione della Chioma di
    Berenice (Coma) si trova un grande ammasso ellissoidale  di  galassie,
    del  diametro  di  circa  8  milioni  di anni luce.  L'ammasso in Coma
    contiene circa 11 mila galassie,  separate da una  distanza  media  di
    soli  300  mila anni luce (contro una media di circa 3 milioni di anni
    luce tra le galassie nelle nostre vicinanze).
    Sembra che la nostra galassia appartenga  a  un  "gruppo  locale"  che
    include  le nubi di Magellano,  la galassia di Andromeda e tre piccole
    "galassie satelliti" molto vicine  a  quest'ultima,  oltre  ad  alcune
    altre,  per  un totale di diciannove oggetti.  Due di queste galassie,
    chiamate Maffei 1 e Maffei 2 (in onore di  Paolo  Maffei,  l'astronomo
    italiano  che per primo ne segnalò l'esistenza),  furono scoperte solo
    nel 1971.  Il ritardo di tale scoperta era dovuto al fatto che la loro
    osservazione  è  resa  difficile  dalle nubi di polvere interposte tra
    loro e noi.
    Del gruppo locale, soltanto la nostra galassia,  Andromeda e le due di
    Maffei  sono  galassie giganti,  mentre le altre sono nane.  Una delle
    nane, IC 1613,  conterrà forse solo 60 milioni di stelle: non è dunque
    molto più di un grande ammasso globulare. Tra le galassie, come tra le
    stelle, le nane sono molto più numerose delle giganti.
    Se  le galassie formano degli ammassi e dei superammassi,  ne dobbiamo
    dedurre che l'universo si estende indefinitamente e che  lo  spazio  è
    infinito?  Oppure esiste un qualche limite, sia per l'universo che per
    lo spazio?  Ebbene,  gli astronomi sono in grado di avvistare  oggetti
    fino  a 10 miliardi di anni luce di distanza stimata,  dove,  a quanto
    pare, incontrano un limite.  Per spiegare perché,  a questo punto devo
    spostare  leggermente  l'argomento  del  discorso:  mentre  finora  ho
    parlato dello spazio, ora mi occuperò del tempo.

    LA NASCITA DELL'UNIVERSO.
    I creatori di miti hanno inventato  molte  versioni  fantasiose  della
    nascita dell'universo (di solito occupandosi soprattutto della terra e
    liquidando  velocemente  tutto  il  resto  sotto  la denominazione del
    «cielo» o «dei cieli»).  In genere il tempo in cui sarebbe avvenuta la
    creazione  non  viene  posto  molto  lontano  nel passato (anche se si
    dovrebbe tener presente  il  fatto  che,  per  gli  uomini  dell'epoca
    preletteraria,   un   periodo  di  mille  anni  era  qualcosa  di  più
    impressionante di un miliardo di anni per noi oggi).
    Il racconto della creazione  più  familiare  per  noi  è  naturalmente
    quello   dei   primi  capitoli  della  "Genesi",   secondo  alcuni  un
    adattamento di miti babilonesi,  che ne avrebbe esaltato  la  bellezza
    poetica e la grandezza morale.
    Sono  stati  fatti vari tentativi di calcolare la data della creazione
    in base ai riferimenti cronologici che compaiono nella Bibbia (i regni
    di vari re,  il tempo  trascorso  dall'Esodo  alla  consacrazione  del
    tempio  di  Salomone,  le età dei patriarchi prima e dopo il Diluvio).
    Gli studiosi ebrei del Medioevo fissarono la data della creazione  nel
    3760 avanti Cristo, e il calendario ebraico ancora oggi conta gli anni
    a  partire  da  tale  data.  Nel  1658 dopo Cristo l'arcivescovo James
    Ussher della Chiesa  anglicana  calcolò  che  l'anno  della  creazione
    doveva  essere  stato  il 4004 avanti Cristo;  altri,  seguendo la sua
    proposta,  arrivarono a fissarla esattamente alle 8 pomeridiane del 22
    ottobre  di  quell'anno.  Alcuni  teologi della Chiesa greca ortodossa
    retrodatarono la creazione fino al 5508 avanti Cristo.
    Ancora nel diciottesimo secolo il mondo colto  accettava  la  versione
    biblica e si riteneva che l'età dell'universo fosse al massimo di 6000
    o 7000 anni.  Tale convinzione ricevette il primo duro colpo nel 1795,
    quando uscì un libro intitolato "Theory of the  Earth"  (Teoria  della
    terra),  di  cui  era  autore  un naturalista scozzese,  James Hutton.
    Questi partiva dal presupposto che i lenti processi  naturali  che  si
    verificano  sulla  superficie  della  terra  (come la formazione delle
    montagne e l'erosione,  l'escavazione dei letti dei fiumi e così  via)
    siano avvenuti seguendo un ritmo costante nel corso della storia della
    terra.  Questo principio,  detto attualismo (o uniformismo), implicava
    che   tali   processi   fossero   stati   all'opera   per   un   tempo
    sorprendentemente  lungo per arrivare a produrre i fenomeni osservati.
    Pertanto la terra doveva avere non migliaia, ma molti milioni di anni.
    Le idee di Hutton suscitarono un'immediata derisione. Ma erano un seme
    destinato  a   germogliare:   all'inizio   degli   anni   trenta   del
    diciannovesimo  secolo  il  geologo inglese Charles Lyell riaffermò le
    idee di Hutton e,  in un'opera in tre volumi dal titolo "Principles of
    Geology" (Principi di geologia) presentò le prove con tale chiarezza e
    decisione da vincere le resistenze del mondo della scienza. Si può far
    coincidere   la   nascita  della  geologia  moderna  con  l'uscita  di
    quell'opera.

    L'età della terra.

    Furono fatti dei tentativi di calcolare l'età della terra in  base  al
    principio  uniformista.   Per  esempio,   conoscendo  la  quantità  di
    sedimento depositato per azione  dell'acqua  ogni  anno  (secondo  una
    stima  moderna è di circa tre centimetri e mezzo ogni secolo),  si può
    calcolare l'età di uno strato di roccia sedimentaria in  base  al  suo
    spessore.  Fu ben presto evidente che con questo metodo non si sarebbe
    riusciti  a  determinare  con  esattezza  l'età  della  terra,  perché
    l'erosione,  lo  sgretolio,  i  sismi e le altre forze modificavano le
    condizioni della roccia. Purtuttavia,  anche questi dati non del tutto
    attendibili indicavano che la terra doveva avere almeno 500 milioni di
    anni.
    Un  altro  modo di misurare l'età della terra era quello di stimare il
    tasso di accumulazione del sale negli  oceani,  suggerimento  che  per
    primo aveva avanzato Edmund Halley già nel 1715. La concentrazione del
    sale,   infatti,  è  aumentata  di  continuo,  perché  i  fiumi  hanno
    costantemente trasportato sale in mare,  mentre  era  solo  l'acqua  a
    evaporare;  se si parte dall'assunto che all'inizio gli oceani fossero
    costituiti  di  acqua  dolce,  il  tempo  necessario  perché  i  fiumi
    cedessero  al  mare  l'attuale  contenuto salino (più del 3 per cento)
    poteva esser calcolato pari a un miliardo di anni.
    Questo allungamento dei tempi andava molto bene per  i  biologi,  che,
    nella seconda metà del diciannovesimo secolo, cercavano di ricostruire
    il  lento  sviluppo  degli  organismi  viventi  a  partire da creature
    primordiali  unicellulari,   fino  a  giungere  ai  complessi  animali
    superiori.  Ai biologi occorrevano tempi straordinariamente lunghi per
    consentire un simile sviluppo,  e un miliardo di  anni  poteva  essere
    sufficiente.
    Tuttavia,  attorno alla metà del diciannovesimo secolo,  sorsero delle
    improvvise complicazioni derivate da considerazioni astronomiche.  Per
    esempio,  il  principio  di  "conservazione dell'energia" sollevava un
    problema interessante relativo  al  sole.  Il  sole,  infatti,  emette
    quantità colossali di energia, e così ha fatto per tutto il periodo di
    cui  esiste  documentazione  storica.  Se  la  terra esisteva da tempo
    immemorabile, da dove era venuta tutta questa energia? Non certo dalle
    fonti solitamente note.  Se all'inizio il  sole  fosse  stato  carbone
    compatto  che  bruciava  in  un'atmosfera  di  ossigeno,   si  sarebbe
    convertito in anidride carbonica (al tasso con cui emette energia) nel
    giro di circa 2500 anni.
    Il fisico tedesco Hermann Ludwig  Ferdinand  von  Helmholtz,  uno  dei
    primi  a  enunciare  il  principio  di conservazione dell'energia,  si
    interessò in modo particolare al problema del sole. Nel 1854 egli fece
    osservare che,  se il sole si fosse andato contraendo,  la  sua  massa
    avrebbe acquistato energia avvicinandosi al centro di gravità, proprio
    come  fa  una  pietra  che  cade.  Tale  energia avrebbe potuto essere
    convertita in radiazione.  Helmholtz calcolò che una  contrazione  del
    sole non superiore a 1 su 10 mila del suo raggio gli avrebbe procurato
    una riserva di energia sufficiente per 2000 anni.
    Il  fisico  britannico  William  Thomson  (diventato  poi Lord Kelvin)
    seguitò a lavorare sull'argomento, arrivando alla conclusione che,  in
    base  a  questo  ragionamento,  la  terra  non  poteva avere più di 50
    milioni di anni.  Infatti,  il sole doveva  essersi  contratto  -  per
    emettere  energia al ritmo dato - a partire da dimensioni enormi,  che
    all'origine dovevano raggiungere l'orbita della  terra.  (Naturalmente
    una  simile  ipotesi  richiedeva  che  Venere  fosse più giovane della
    terra,   e  Mercurio  ancora  più  giovane.)  Lord  Kelvin   proseguì,
    calcolando  che  se  la  stessa terra all'inizio fosse stata una massa
    fusa,   avrebbe  avuto  bisogno  di  circa  20  milioni  di  anni  per
    raffreddarsi  fino alla sua temperatura attuale,  quindi questa doveva
    essere la sua età.
    Nell'ultimo decennio del secolo scorso sembravano dunque esistere  due
    schieramenti opposti,  entrambi apparentemente invincibili.  Mentre da
    una parte i fisici avevano dimostrato in modo definitivo che la  terra
    non poteva essere solida da più di qualche milione di anni,  i geologi
    e  i  biologi  ritenevano  di  aver  dimostrato  in  modo  altrettanto
    definitivo  che  la  terra  doveva  essere  solida  da  non meno di un
    miliardo di anni.
    Ma a questo punto venne fuori qualcosa di  nuovo  e  di  completamente
    inaspettato, e la tesi dei fisici cominciò a sgretolarsi.
    Nel  1896  la scoperta della radioattività rivelò che l'uranio e altre
    sostanze radioattive presenti nella terra liberavano  grandi  quantità
    di energia,  e certamente ciò avveniva da lungo tempo. Questa scoperta
    invalidò i calcoli di Lord Kelvin, come fece osservare per primo,  nel
    1904,  il  fisico inglese di origine neozelandese Ernest Rutherford in
    una conferenza - alla quale assisteva lo stesso Kelvin,  ormai vecchio
    (e per niente convinto).
    Non  ha  senso infatti determinare quanto tempo sia occorso alla terra
    per raffreddarsi,  senza tener conto del fatto che viene continuamente
    fornito  calore  dalle  sostanze  radioattive.  Questo  nuovo  fattore
    potrebbe far sì che alla terra siano occorsi miliardi,  e non  milioni
    di  anni  per  raffreddarsi dalla temperatura di fusione fino alla sua
    temperatura attuale.  Anzi,  con il passare del tempo,  la temperatura
    della terra avrebbe potuto addirittura aumentare.
    La  radioattività  in  effetti  ha  finito  per  fornire  le prove più
    decisive dell'età della terra (come,  lo diremo nel  capitolo  sesto),
    perché  ha  permesso  a  geologi e geochimici di calcolare l'età delle
    rocce direttamente dalle quantità  di  uranio  e  di  piombo  in  esse
    presenti.  Grazie  all'orologio  della radioattività oggi sappiamo che
    alcune rocce terrestri hanno più di 3 miliardi di  anni,  e  tutto  fa
    credere  che  la terra stessa sia ancora più vecchia.  Oggi si accetta
    come probabile un'età di 4,6 miliardi di anni per la terra  nella  sua
    forma solida attuale. In effetti, alcune delle rocce riportate qui dal
    mondo a noi più vicino, la luna, hanno dimostrato di avere tale età.

    Il sole e il sistema solare.

    E   per  quanto  riguarda  il  problema  dell'energia  del  sole?   La
    radioattività,  insieme alle scoperte  sul  nucleo  dell'atomo,  aveva
    introdotto una nuova fonte di energia,  molto più abbondante di quelle
    note in precedenza.  Nel 1930 il fisico inglese Sir  Arthur  Eddington
    dischiuse  una  nuova  linea  di pensiero,  avanzando l'ipotesi che la
    temperatura e  la  pressione  al  centro  del  sole  dovessero  essere
    elevatissime:  la  temperatura avrebbe potuto raggiungere i 15 milioni
    di gradi.  A tali temperature e pressioni i nuclei  atomici  avrebbero
    potuto  subire  reazioni  che  non  potevano,  invece,  avvenire nelle
    condizioni moderate dell'ambiente terrestre.  Era noto che il  sole  è
    fatto  soprattutto d'idrogeno: se quattro nuclei d'idrogeno si fossero
    combinati,  formando un atomo  di  elio,  avrebbero  liberato  ingenti
    quantitativi di energia.
    Poi,  nel  1938,  il fisico americano di origine tedesca Hans Albrecht
    Bethe propose due modalità  in  cui  avrebbe  potuto  verificarsi  una
    combinazione   dell'idrogeno   che   desse  origine  all'elio,   nelle
    condizioni esistenti nel centro di stelle simili  al  sole:  la  prima
    implicava  la  conversione  diretta  dell'idrogeno  in  elio;  l'altra
    prevedeva che un atomo  di  carbonio  fungesse  da  intermediario  nel
    processo.  Entrambe le reazioni possono verificarsi nelle stelle;  nel
    nostro sole,  sembra che il meccanismo  prevalente  sia  quello  della
    conversione  diretta dell'idrogeno.  Entrambi i processi comportano la
    conversione della massa in energia. (Einstein,  nella sua teoria della
    relatività ristretta, proposta nel 1905, aveva dimostrato che massa ed
    energia  sono  differenti  aspetti  di  una  stessa cosa,  che possono
    convertirsi l'una nell'altra, e inoltre che si possono ottenere grandi
    quantità di energia dalla conversione di una piccola massa.)
    La quantità di energia irradiata dal sole nell'unità di tempo richiede
    la scomparsa di una quantità di massa solare pari a circa 4 milioni di
    tonnellate  al  secondo.  Sulle  prime  questa  perdita  può  apparire
    spaventosa, ma la massa totale del sole è di 1 989 000 000 000 000 000
    000   000   000   tonnellate,   così   che   il  sole  perde  solo  lo
    0,0000000000000000002 per cento della sua massa ogni  secondo.  Se  il
    sole esistesse da 5 miliardi di anni, come pensano oggi gli astronomi,
    e  se  per  tutto  questo  tempo avesse seguitato a irradiare al tasso
    odierno,  avrebbe consumato solo 1 su 3300 della sua massa.  E' facile
    convincersi  che  il  sole  potrà quindi seguitare a irradiare energia
    nella misura attuale per miliardi di anni.
    Nel 1940 sembrava pertanto ragionevole attribuire  al  sistema  solare
    nel  suo  complesso  un'età  di 5 miliardi di anni.  Si sarebbe potuto
    considerare risolto l'intero problema dell'età dell'universo,  se  non
    fosse  stato  per una nuova difficoltà segnalata dagli astronomi.  Ora
    era  la  totalità  dell'universo  ad  apparire  troppo   giovane   per
    giustificare  l'età  del  sistema  solare.  La difficoltà derivò dallo
    studio astronomico delle galassie lontane e da  un  fenomeno  che  era
    stato  scoperto  già  nel  1842  dal fisico austriaco Christian Johann
    Doppler.
    L'"effetto Doppler" è piuttosto familiare: di frequente lo si illustra
    con l'esempio del fischio di una locomotiva  in  moto,  il  cui  suono
    risulta  più  acuto  quando  essa  si  avvicina  e più grave quando si
    allontana.  Questo cambiamento  di  altezza  del  suono  è  dovuto  al
    semplice  fatto  che  il  numero  delle  onde sonore che colpiscono il
    timpano ogni secondo muta a causa del moto della sorgente sonora.
    Come suggerì Doppler, tale effetto si verifica,  oltre che con le onde
    sonore,  anche con quelle luminose.  Quando la luce proveniente da una
    sorgente in movimento raggiunge l'occhio,  avviene un  cambiamento  di
    frequenza  -  cioè  di  colore  -  se  la  velocità  della  sorgente è
    sufficientemente  elevata.  Per  esempio,  se  la  sorgente  si  muove
    venendoci incontro,  un numero maggiore di onde luminose si addensa in
    ogni secondo,  e la luce percepita si sposta verso  l'estremità  delle
    frequenze maggiori (il violetto) dello spettro visibile.  Se invece la
    sorgente si va allontanando da noi,  le onde che ci  raggiungono  ogni
    secondo sono in numero inferiore,  e la luce si sposta verso l'estremo
    dello spettro dove le frequenze sono più basse (il rosso).
    Gli astronomi studiano da molto tempo gli spettri delle  stelle  e  ne
    conoscono  bene l'aspetto regolare: una serie di righe luminose contro
    uno sfondo scuro,  oppure di righe scure su uno sfondo  luminoso,  che
    mostrano  rispettivamente  l'emissione  o l'assorbimento della luce da
    parte degli atomi  a  determinate  lunghezze  d'onda,  o  colori.  Gli
    astronomi  hanno  pertanto  potuto  calcolare  la  velocità con cui le
    stelle si avvicinano o si allontanano  da  noi  ("velocità  radiale"),
    misurando   lo  spostamento  delle  righe  spettrali  dalle  posizioni
    consuete verso l'estremo violetto o verso quello rosso dello spettro.
    Fu il fisico francese Armand Hippolyte Louis  Fizeau  che,  nel  1848,
    fece  notare che la posizione delle righe spettrali poteva servire per
    studiare meglio l'effetto Doppler.  Per tale ragione l'effetto Doppler
    viene  chiamato  "effetto  Doppler-Fizeau",  quando  riguarda  le onde
    luminose.
    Molte sono state le applicazioni dell'effetto  Doppler-Fizeau.  Lo  si
    può usare, nel nostro sistema solare, per dare una nuova dimostrazione
    della  rotazione  del  sole.  Le  righe spettrali che provengono dalla
    porzione del sole che si  avvicina  a  noi  durante  la  rotazione  si
    sposteranno   verso  il  violetto  ("violet  shift"),   mentre  quelle
    provenienti  dalla  porzione  del  sole  che   si   sta   allontanando
    presenteranno uno spostamento verso il rosso ("red shift").
    Certamente il moto delle macchie solari fornisce un metodo preferibile
    e  più  evidente  per  rilevare  e  misurare  la rotazione del sole (è
    risultato che il periodo, rispetto alle stelle, è di circa 26 giorni).
    Tuttavia l'effetto può essere usato anche per determinare la rotazione
    di oggetti privi di particolari  riconoscibili,  come  gli  anelli  di
    Saturno.
    L'effetto  Doppler-Fizeau può essere utilizzato per studiare oggetti a
    qualsiasi distanza, purché si possa ottenerne uno spettro.  Pertanto i
    suoi  successi più sensazionali sono stati sicuramente quelli relativi
    alle stelle.  Nel 1868 l'astronomo inglese Sir William Huggins  misurò
    la  velocità  radiale  di  Sirio  e  annunciò che tale stella si stava
    allontanando da noi alla velocità di circa 46 chilometri  al  secondo.
    (Oggi  abbiamo  dati  più  esatti,  ma  per quel tempo era un dato già
    abbastanza buono.) Nel 1890 l'astronomo americano James Edward Keeler,
    usando  strumenti  più  precisi,   ottenne  una  serie  di   risultati
    quantitativamente attendibili; per esempio mostrò che Arturo si andava
    avvicinando alla terra alla velocità di 6 chilometri al secondo.
    L'effetto  può essere usato anche per accertare l'esistenza di sistemi
    stellari di  cui  non  è  possibile  rilevare  i  particolari  con  il
    telescopio.   Nel  1782,  per  esempio,  un  astronomo  inglese,  John
    Goodricke (che era sordomuto e morì a ventidue anni - un  cervello  di
    prim'ordine  in  un  corpo  tragicamente  menomato),  studiò la stella
    Algol,   la  cui  luminosità  aumenta  e  diminuisce  con  regolarità.
    Goodricke  spiegò tale fatto supponendo che una compagna scura girasse
    intorno ad Algol, passandole davanti periodicamente,  eclissandola,  e
    quindi diminuendone la luminosità.
    Doveva  passare  però  un  secolo  prima che questa plausibile ipotesi
    venisse sostenuta da ulteriori prove.  Nel  1889  l'astronomo  tedesco
    Hermann Karl Vogel mostrò che le righe spettrali di Algol presentavano
    alternativamente  degli spostamenti verso il rosso e verso il violetto
    in corrispondenza del calo e dell'aumento di luminosità.  La stella si
    allontana  quando  la  compagna  scura  va  avvicinandosi,  mentre  si
    avvicina quando la compagna si allontana.  Si era così  stabilito  che
    Algol era una "stella binaria a eclissi".
    Nel  1890 Vogel fece una scoperta simile,  ma più generale.  Trovò che
    certe stelle sembravano a un tempo avvicinarsi e allontanarsi: cioè le
    righe spettrali mostravano sia uno spostamento verso il rosso che  uno
    verso il violetto,  apparendo quindi sdoppiate.  Vogel ne concluse che
    si trattava di un sistema binario a eclissi,  in cui  le  due  stelle,
    entrambe  luminose,  erano  talmente  vicine da apparire come un'unica
    stella anche se osservate col  migliore  telescopio.  Stelle  siffatte
    vengono chiamate "binarie spettroscopiche".
    Nulla impediva di ritenere che l'effetto Doppler-Fizeau si verificasse
    anche  al  di fuori della nostra galassia.  Ciò permise tra l'altro di
    studiare degli oggetti astronomici che si trovavano al di fuori  della
    Via  Lattea.  Nel  1912  l'astronomo  americano  Vesto  Melvin Slipher
    scoprì, misurando la velocità radiale della galassia di Andromeda, che
    essa si stava muovendo  verso  di  noi  alla  velocità  di  circa  200
    chilometri al secondo.  Quando, però, passò a studiare altre galassie,
    scoprì che la maggior parte di esse si stava allontanando da noi.  Nel
    1914 Slipher aveva raccolto i dati relativi a quindici galassie, delle
    quali  tredici  erano  in  moto di allontanamento,  alla considerevole
    velocità di varie centinaia di chilometri al secondo.
    Proseguendo la ricerca in  questa  direzione,  la  situazione  divenne
    sempre  più sorprendente: salvo alcune galassie tra quelle più vicine,
    le altre erano tutte in fuga rispetto a noi.  Quando poi il  progresso
    delle   tecniche   permise  di  esaminare  galassie  meno  luminose  e
    presumibilmente più lontane,  lo spostamento verso il rosso  osservato
    aumentò ulteriormente.
    Nel  1929  Hubble,  a  Monte  Wilson,  ipotizzò  che  le  velocità  di
    recessione crescessero con regolarità, proporzionalmente alla distanza
    delle rispettive galassie.  Se la galassia A era a una distanza doppia
    della galassia B,  la sua velocità di recessione, secondo l'ipotesi di
    Hubble,  sarebbe stata doppia della velocità della galassia B.  Questa
    relazione è nota come "legge di Hubble".
    La   legge   di   Hubble   ha   avuto   da  allora  continue  conferme
    dall'osservazione. A partire dal 1929,  Milton La Salle Humason usò il
    telescopio  da  100  pollici  di  Monte Wilson per ottenere spettri di
    galassie sempre  meno  luminose;  quelle  più  lontane  che  riuscì  a
    esaminare si andavano allontanando alla velocità di 40 mila chilometri
    al secondo.  Quando entrò in funzione il telescopio da 200 pollici, si
    poterono studiare galassie ancora più distanti,  e negli anni sessanta
    fu possibile scorgere oggetti talmente lontani che la loro velocità di
    recessione arrivava a 240 mila chilometri al secondo.
    Perché  accadeva tutto ciò?  Per capirlo,  immaginate un pallone sulla
    cui superficie siano segnati dei punti: quando lo si gonfia,  i  punti
    si  allontanano  l'uno  dall'altro.  Un  osservatore  situato  in  uno
    qualsiasi dei punti vedrebbe tutti gli altri punti allontanarsi, e ciò
    a una velocità tanto  maggiore  quanto  più  essi  sono  lontani.  Non
    avrebbe  alcuna  importanza  la  scelta  di  un  punto di osservazione
    particolare: l'effetto sarebbe lo stesso, ovunque sul pallone.
    Le galassie si comportano come  se  l'universo  si  stesse  espandendo
    analogamente   alla   superficie   tridimensionale   di   un   pallone
    quadridimensionale.  Ormai gli  astronomi  hanno  accettato  pressoché
    unanimemente  la  realtà  di tale espansione;  le «equazioni di campo»
    della teoria della relatività  generale  di  Einstein  possono  essere
    interpretate in modo da accordarsi con un universo in espansione.

    Il big bang.

    Se  l'universo è stato costantemente in espansione,  è logico supporre
    che nel passato fosse più piccolo di quanto non sia oggi, e che, in un
    qualche momento di un passato molto remoto,  abbia avuto origine da un
    nucleo denso di materia.
    Il  primo  a  mettere  in  rilievo tale possibilità,  nel 1922,  fu il
    matematico russo Aleksandr Aleksandrovic' Friedmann. Le prove a favore
    della recessione delle galassie non erano state ancora  presentate  da
    Hubble,  e Friedmann fece un lavoro esclusivamente teorico,  basandosi
    sulle equazioni di Einstein.  Ma tre anni dopo  egli  morì  di  febbre
    tifoide  all'età  di trentasette anni,  e il suo lavoro restò perlopiù
    sconosciuto.
    Nel 1927 l'astronomo belga  Georges  Lemaître,  presumibilmente  senza
    essere al corrente del lavoro di Friedmann,  elaborò uno schema simile
    di universo in espansione. Se l'universo si andava espandendo,  doveva
    esserci stato un tempo nel passato in cui era estremamente piccolo,  e
    il più denso possibile. Lemaître chiamò questo stato l'"uovo cosmico".
    Conformemente alle equazioni di Einstein,  l'universo non  poteva  far
    altro  che  espandersi;  considerando  poi  la  sua  tremenda densità,
    l'espansione doveva essere  avvenuta  con  una  violenza  estrema.  Le
    galassie  di  oggi  sono  i  frammenti  dell'uovo  cosmico;   la  loro
    recessione, l'eco di quella lontanissima esplosione.
    Anche il lavoro di Lemaître passò comunque inosservato, fino al giorno
    in cui fu additato all'attenzione  degli  scienziati  dal  più  famoso
    astronomo inglese Arthur Stanley Eddington.
    Fu  tuttavia  il  fisico russo-americano George Gamow che,  negli anni
    trenta e quaranta,  fece una vera e propria opera di  divulgazione  di
    quest'idea   secondo   cui   l'universo   avrebbe   avuto  inizio  con
    un'esplosione,  che egli chiamò "big bang",  grande scoppio - nome che
    da allora è stato universalmente adottato.
    Non  tutti  rimasero  soddisfatti dell'idea di un big bang come inizio
    dell'espansione dell'universo.  Nel  1948  due  astronomi  di  origine
    austriaca,  Hermann  Bondi  e Thomas Gold,  avanzarono una teoria - in
    seguito divulgata ed estesa dall'astronomo inglese Fred Hoyle  -  che,
    pur accettando l'espansione dell'universo,  rifiutava il big bang. Via
    via che le galassie si allontanano l'una dall'altra,  se ne formano di
    nuove  nello spazio intergalattico con la materia che viene creata dal
    nulla a una velocità troppo piccola perché le nostre tecniche  attuali
    riescano  a rilevare il fenomeno.  Il risultato è che l'universo resta
    sostanzialmente lo stesso per  tutta  l'eternità.  Esso  ha  avuto  lo
    stesso  aspetto  che ha oggi durante innumerevoli eoni del passato,  e
    seguiterà ad avere lo stesso aspetto  durante  innumerevoli  eoni  del
    futuro,  così  che  non ci sono né un inizio né una fine.  Tale teoria
    viene chiamata della "creazione continua",  e dà luogo a  un  universo
    stazionario ("steady-state universe").
    Per  più  di  un  decennio  la  controversia  tra big bang e creazione
    continua seguitò a divampare,  senza che una prova decisiva obbligasse
    a schierarsi definitivamente a favore dell'una o dell'altra teoria.
    Nel 1949 Gamow aveva fatto osservare che,  se veramente c'era stato un
    big bang,  la radiazione che l'aveva accompagnato  doveva  aver  perso
    energia con l'espandersi dell'universo,  e avrebbe dovuto manifestarsi
    oggi sotto forma di onde radio provenienti da tutte le parti del cielo
    come un fondo omogeneo.  La radiazione avrebbe  dovuto  essere  quella
    caratteristica  dei  corpi alla temperatura di 5 gradi K (cioè 5 gradi
    sopra allo zero assoluto,  ossia meno 268 gradi C).  Questa idea venne
    in seguito sviluppata dal fisico americano Robert Henry Dicke.
    Nel  maggio  1964  il fisico tedesco-americano Arno Allan Penzias e un
    radioastronomo   americano,    Robert   Woodrow    Wilson,    seguendo
    l'indicazione  di  Dicke,  rivelarono  un  fondo  di  radioonde avente
    caratteristiche  molto  simili  a  quelle  previste  da  Gamow;   tale
    radiazione indicava una temperatura media dell'universo di 3 gradi K.
    La  scoperta di questo fondo di onde radio costituisce,  secondo quasi
    tutti gli astronomi,  una prova conclusiva in favore della teoria  del
    big  bang.  Oggi  si accetta generalmente che il big bang sia avvenuto
    realmente, mentre l'idea della creazione continua è stata abbandonata.
    Quando è avvenuto il big bang? Grazie allo spostamento verso il rosso,
    facile da  misurarsi,  conosciamo  con  una  ragionevole  certezza  la
    velocità  con cui le galassie recedono.  Dobbiamo però conoscere anche
    la loro distanza.  Maggiore è questa distanza,  più  tempo  è  occorso
    perché  venisse raggiunta la posizione attuale in conseguenza del moto
    di recessione. Non è però facile determinare tale distanza.
    Un dato che solitamente viene considerato  almeno  approssimativamente
    corretto è 15 miliardi di anni.  Se poniamo un eone pari a un miliardo
    di anni,  allora il big bang  è  avvenuto  15  eoni  fa;  ma  potrebbe
    benissimo   essere   avvenuto  anche  soltanto  10  eoni  fa,   oppure
    addirittura 20 eoni fa.
    Cosa è successo prima del big bang? Da dove è venuto l'uovo cosmico?
    Alcuni astronomi ritengono,  in  base  a  speculazioni  teoriche,  che
    l'universo  abbia  avuto  inizio  come un gas molto rarefatto,  che si
    sarebbe condensato lentamente, forse formando stelle e galassie, e che
    avrebbe seguitato a contrarsi fino a formare un  uovo  cosmico  in  un
    "big  crunch"  (grande  collasso).  La  formazione  dell'uovo  cosmico
    sarebbe stata seguita immediatamente  dalla  sua  esplosione  nel  big
    bang,  che avrebbe dato origine di nuovo a stelle e galassie, ora però
    in espansione, fino al giorno in cui saranno di nuovo gas rarefatto.
    Quanto al futuro, potrebbe darsi che l'universo si espanda per sempre,
    diventando sempre  più  rarefatto,  con  una  densità  globale  sempre
    minore,  sempre più prossimo al vuoto,  al nulla. Se poi guardiamo nel
    passato,  al di là del big  bang,  immaginando  che  il  tempo  scorra
    all'indietro,  di nuovo l'universo ci apparirà espandersi per un tempo
    indefinito, approssimandosi sempre più al vuoto assoluto.
    Un simile scenario di contrazione e successiva espansione,  in cui noi
    occuperemmo  un  posto  abbastanza prossimo al big bang perché la vita
    sia possibile  (se  così  non  fosse,  non  saremmo  qui  a  osservare
    l'universo e a cercare di giungere a qualche conclusione), va sotto il
    nome di "universo aperto".
    Non  esiste  alcun  modo  oggi  (né esisterà forse mai) per procurarsi
    degli indizi che ci informino su cosa è successo prima del  big  bang;
    alcuni  astronomi  sono  anzi  riluttanti a occuparsi della questione.
    Recentemente si è sostenuto che l'uovo cosmico si sarebbe formato  dal
    niente; si tratterebbe in tal caso ancora di un universo aperto, senza
    però la prima fase di contrazione.
    In  base  a questa ipotesi potrebbe darsi che,  in un mare infinito di
    nulla,  possa verificarsi in tempi diversi un numero infinito  di  big
    bang;  in  tal  caso  il  nostro non sarebbe che uno di un'infinità di
    universi,  ciascuno  con  una  propria  massa,  un  proprio  punto  di
    partenza,  e,  per  quanto  possiamo saperne,  con delle proprie leggi
    naturali. Potrebbe darsi che solo una combinazione molto rara di leggi
    naturali renda possibili le stelle, le galassie e la vita; in tal caso
    noi stessi ci troveremmo in  una  situazione  tanto  eccezionale  solo
    perché non potremmo essere in nessun'altra.
    Inutile dire che non esistono prove neppure per la comparsa di un uovo
    cosmico sbucato dal nulla, o in favore di una molteplicità di universi
    - e che forse tali prove non esisteranno mai.  Il mondo sarebbe, però,
    veramente triste se non si concedesse agli scienziati di  abbandonarsi
    alle loro speculazioni poetiche in assenza di prove.
    Del resto,  siamo davvero sicuri che l'universo seguiterà a espandersi
    per sempre?  La sua attuale espansione è contrastata dalla sua  stessa
    attrazione  gravitazionale,  la  quale  potrebbe  essere sufficiente a
    rallentare la velocità di recessione fino a ridurla a zero, e potrebbe
    finire per  obbligare  l'universo  a  contrarsi.  L'universo  potrebbe
    espandersi  e  poi contrarsi in un "big crunch",  scomparendo di nuovo
    nel nulla - oppure tornare a espandersi di rimbalzo, e poi,  un giorno
    o l'altro,  contrarsi di nuovo, in una serie infinita di oscillazioni.
    In entrambi i casi avremmo un "universo chiuso".
    Potrebbe comunque esserci una possibilità di decidere se l'universo  è
    aperto  o chiuso;  ritornerò su questo punto più avanti,  nel capitolo
    settimo.

    LA MORTE DEL SOLE.
    L'espansione dell'universo, anche se continuasse indefinitamente,  non
    avrebbe  conseguenze dirette per le singole galassie o per gli ammassi
    di galassie.  Anche se tutte  le  galassie  distanti  seguitassero  ad
    allontanarsi,  fino  a  essere  fuori dalla portata anche dei migliori
    strumenti possibili, la nostra galassia resterebbe intatta e le stelle
    che la compongono resterebbero saldamente vincolate entro il suo campo
    gravitazionale.  E neppure perderemmo di vista le altre  galassie  del
    gruppo  locale.  Tuttavia  non  sono  affatto  esclusi dei cambiamenti
    all'interno della nostra galassia -  forse  anche  disastrosi  per  il
    nostro   pianeta  e  la  vita  su  di  esso  -  ancorché  indipendenti
    dall'espansione universale.
    La stessa  concezione  della  possibilità  di  cambiamenti  nei  corpi
    celesti  è  del  tutto  moderna.  Gli  antichi  filosofi  greci  -  in
    particolare Aristotele - pensavano che  i  cieli  fossero  perfetti  e
    immutabili.  Qualsiasi  cambiamento,  corruzione  e decadimento doveva
    essere confinato alle regioni imperfette che  giacciono  al  di  sotto
    della sfera più vicina - quella della luna. Era una questione di senso
    comune,  perché certamente, da una generazione all'altra, da un secolo
    all'altro,  non c'erano stati  cambiamenti  significativi  nel  cielo.
    Certo,  misteriose  comete  si materializzavano di quando in quando da
    chi  sa  dove  -  andavano  e  venivano   imprevedibilmente,   velando
    leggermente le stelle come fantasmi dall'aspetto sinistro,  con quelle
    code trasparenti che facevano pensare  ai  capelli  al  vento  di  una
    creatura  terribile  che  profetizzasse  ogni  sorta di mali.  In ogni
    secolo sono  visibili  a  occhio  nudo  circa  venticinque  di  questi
    oggetti. (Parleremo delle comete più a fondo nel prossimo capitolo.)
    Aristotele  aveva  cercato  di  conciliare  queste  apparizioni con la
    perfezione dei cieli,  affermando che esse appartenevano all'atmosfera
    terrestre,  corrotta e mutevole.  Questa concezione prevalse fin quasi
    alla fine del sedicesimo secolo;  ma nel 1577 (quando ancora  non  era
    stato  inventato il telescopio),  l'astronomo danese Tycho Brahe tentò
    di misurare la parallasse di una cometa splendente e  scoprì  che  non
    era   possibile.   Dato  che  la  parallasse  della  luna  era  invece
    misurabile,  Tycho Brahe fu obbligato a concludere che  la  cometa  si
    trovava  molto  al  di  là  della  luna  e  che  nei  cieli esistevano
    l'imperfezione e  il  mutamento.  (Il  filosofo  romano  Seneca  aveva
    sospettato  già  nel  primo  secolo  dopo  Cristo che così stessero le
    cose.)
    In realtà, già molto tempo prima erano stati osservati dei cambiamenti
    nelle stelle stesse,  ma a quanto pare non  avevano  suscitato  grande
    curiosità.  Per esempio, esistono le stelle variabili, che di notte in
    notte mutano la loro  luminosità  in  misura  apprezzabile,  anche  se
    osservate a occhio nudo;  eppure nessun astronomo greco ha fatto cenno
    alle variazioni di luminosità di una qualsiasi stella.  Potrebbe darsi
    che  tali accenni siano andati persi,  ma potrebbe anche darsi che gli
    astronomi greci,  semplicemente,  abbiano preferito non vedere  questi
    fenomeni. Un caso interessante, a questo proposito, è quello di Algol,
    la  seconda  stella per luminosità nella costellazione di Perseo,  che
    perde due terzi della sua luminosità e poi li riguadagna,  in un ciclo
    che  dura  69  ore (oggi sappiamo,  grazie a Goodricke e a Vogel,  che
    Algol ha una compagna oscura che la eclissa,  causando a intervalli di
    69  ore un calo della sua luminosità).  Gli astronomi greci non fecero
    alcuna menzione dell'oscuramento di Algol,  e neppure  vi  accennarono
    gli astronomi arabi del Medioevo.  Purtuttavia,  i greci posero questa
    stella in testa alla Medusa,  il demone che trasformava gli uomini  in
    pietre.  Lo  stesso  nome Algol,  che in arabo significa «vampiro»,  è
    allusivo.  E' chiaro che questa strana stella metteva  a  disagio  gli
    antichi.
    Una  stella  della  costellazione della Balena (Cetus),  Omicron Ceti,
    varia in modo irregolare: qualche volta ha la stessa luminosità  della
    Stella Polare, talaltra non si riesce neppure a vederla. Né i greci né
    gli  arabi  ne  fecero  menzione;  il  primo a parlarne fu l'astronomo
    olandese David Fabricius, nel 1596. Più tardi essa venne chiamata Mira
    («meravigliosa»,  in latino): segno che gli  astronomi  ormai  avevano
    meno paura dei cambiamenti che scorgevano in cielo.

    Novae e supernovae.

    Ancora  più  straordinaria era l'improvvisa comparsa di "nuove stelle"
    nei cieli,  fatto che i greci non potevano ignorare completamente.  Si
    dice  che  Ipparco  sia  rimasto  così  impressionato,  nel 134 avanti
    Cristo, alla vista di una di queste nuove stelle,  nella costellazione
    dello Scorpione, che disegnò la prima mappa stellare, perché in futuro
    fosse più facile accorgersi della comparsa di nuove stelle.
    Nel  1054,  nella costellazione del Toro,  fu avvistata un'altra nuova
    stella eccezionalmente brillante,  che superava in  splendore  Venere.
    Per  settimane la si poté vedere anche in pieno giorno.  Gli astronomi
    cinesi  e  giapponesi  ne  annotarono  con  cura  la  posizione;  tali
    annotazioni  sono  giunte fino a noi.  Invece nel mondo occidentale la
    situazione dell'astronomia a quei tempi era così miserevole che non  è
    sopravvissuta  alcuna  registrazione di un evento tanto degno di nota,
    probabilmente perché tali avvenimenti non venivano affatto registrati.
    Le cose stavano diversamente nel 1572,  quando fece  la  sua  comparsa
    nella  costellazione  di  Cassiopea  una  nuova  stella,   altrettanto
    splendente  di  quella  del  1054.   L'astronomia  europea  si   stava
    risvegliando  dal  suo  lungo letargo.  Il giovane Tycho Brahe osservò
    attentamente la nuova stella e scrisse un libro,  intitolato "De  Nova
    Stella".  Si deve al titolo di questo libro se il termine "nova" venne
    adottato per qualsiasi nuova stella.
    Nel 1604 apparve ancora un'altra formidabile nova, nella costellazione
    del Serpente.  Non era altrettanto luminosa di quella del 1572,  ma lo
    era  abbastanza  da  superare  Marte.  Fu Giovanni Keplero a osservare
    questa nuova stella, e anche lui scrisse un libro sull'argomento.
    Dopo l'invenzione del telescopio le novae  persero  un  po'  del  loro
    mistero.  Naturalmente non erano affatto delle stelle nuove,  ma delle
    stelle  fioche  diventate   improvvisamente   visibili,   in   seguito
    all'aumento della loro luminosità.
    Con  il  tempo,  il  numero di novae avvistate crebbe di continuo.  In
    genere queste stelle aumentavano la loro  luminosità  di  migliaia  di
    volte,  in  certi  casi  nel  giro di pochi giorni,  per poi oscurarsi
    lentamente  nel  giro  di  qualche  mese,  tornando  nelle  condizioni
    originarie.  Si sono annoverate in media una ventina di novae all'anno
    per galassia (compresa la nostra).
    Dall'esame degli spostamenti Doppler-Fizeau che avvenivano durante  la
    formazione  delle  novae  e da altri particolari dei loro spettri,  si
    dedusse che le novae erano stelle che esplodevano.  In alcuni casi  la
    materia  stellare  proiettata nello spazio era visibile sotto forma di
    involucro gassoso in espansione, illuminato dai residui della stella.
    Nel complesso le novae  comparse  nei  tempi  più  recenti  non  erano
    particolarmente  brillanti.  Quella  più  luminosa,  la  Nova Aquilae,
    comparve nel giugno  del  1918  nella  costellazione  dell'Aquila.  Al
    massimo del suo splendore,  essa uguagliava quasi la stella Sirio,  la
    più luminosa stella del cielo.  Tuttavia,  nessuna ha potuto competere
    con  lo  splendore  di  Giove e di Venere,  come era accaduto nel caso
    delle novae osservate da Tycho Brahe e da Keplero.
    Ma la nova più straordinaria avvistata dopo l'avvento  del  telescopio
    non venne riconosciuta come tale. L'astronomo tedesco Ernst Hartwig la
    notò nel 1885;  ma, anche al suo massimo splendore, essa non raggiunse
    la magnitudine sette e non fu mai visibile a occhio nudo.
    Essa fece la sua apparizione in  quella  che  allora  veniva  chiamata
    nebulosa  di  Andromeda;   al  suo  massimo,  aveva  un  decimo  della
    luminosità di quest'ultima. A quel tempo non ci si rendeva conto della
    reale distanza della nebulosa di Andromeda né si era  ancora  compreso
    che  essa  in  realtà  era  una galassia formata da varie centinaia di
    miliardi di stelle;  pertanto la luminosità apparente della  nova  non
    suscitò particolare emozione.
    Quando  Curtis  e  Hubble  calcolarono  la  distanza di quella che nel
    frattempo era stata chiamata  galassia  di  Andromeda,  gli  astronomi
    furono  letteralmente strabiliati dallo splendore della nova del 1885.
    Le dozzine di novae che furono scoperte nella galassia di Andromeda da
    Curtis e  Hubble  erano  assai  meno  luminose  di  quella  del  1885,
    veramente  notevole  per  la  sua luminosità,  se si tiene conto della
    distanza.
    Nel  1934  l'astronomo  svizzero  Fritz  Zwicky  cominciò   un   esame
    sistematico  delle  galassie  distanti,   alla  ricerca  di  novae  di
    luminosità eccezionale.  Qualunque nova paragonabile a quella del 1885
    in  Andromeda  sarebbe stata senz'altro visibile,  perché tali oggetti
    hanno una luminosità pari a quella di un'intera galassia; se dunque si
    poteva scorgere una galassia, si doveva vedere anche un'eventuale nova
    del genere.  Nel 1938 Zwicky aveva avvistato non  meno  di  dodici  di
    queste novae. Egli diede a tali oggetti luminosi come galassie il nome
    di "supernovae".  Di conseguenza la nova del 1885 venne ribattezzata S
    Andromedae, dove S sta per «supernova».
    Mentre  le  novae  ordinarie  raggiungono  in  media  una  magnitudine
    assoluta di meno 8 (viste a una distanza di 10 parsec,  avrebbero cioè
    25 volte la luminosità di Venere),  una supernova può arrivare  a  una
    magnitudine assoluta di  meno 17. Un simile oggetto sarebbe 4000 volte
    più luminoso di una normale nova, ossia quasi un miliardo di volte più
    luminoso  del  sole.  O,  per lo meno,  lo sarebbe nel momento del suo
    massimo splendore.
    Retrospettivamente possiamo renderci conto che  le  novae  degli  anni
    1054,  1572  e  1604  erano  anch'esse  supernovae.  Cosa  ancora  più
    importante,  si deve ammettere che siano esplose nella nostra galassia
    se se ne vuol spiegare l'eccezionale splendore.
    Anche  diverse  novae  di  cui  hanno  lasciato notizia gli scrupolosi
    astronomi cinesi dei tempi antichi e  medioevali  devono  esser  state
    supernovae.  Una di queste venne segnalata già nel 185 dopo Cristo;  e
    un'altra nella costellazione meridionale del Lupo, avvistata nel 1006,
    deve esser stata la più luminosa di quelle apparse in  epoca  storica.
    Quando era al massimo, la sua luminosità era forse 200 volte quella di
    Venere e un decimo di quella della luna piena.
    Gli astronomi,  a giudicare dai resti dell'esplosione,  sospettano che
    una supernova ancora più  splendente  (che  avrebbe  potuto  competere
    addirittura  con  la luna) sia apparsa nella costellazione della Vela,
    all'estremo sud del cielo,  11 mila anni or sono,  quando non  c'erano
    astronomi  a osservare il cielo e l'arte della scrittura non era stata
    ancora  inventata.  (E'  tuttavia  possibile  che  alcuni  pittogrammi
    preistorici alludano a questa nova.)
    Il  comportamento  fisico  delle  supernovae è molto diverso da quello
    delle novae ordinarie,  e gli astronomi sono impazienti di arrivare ad
    analizzarne  lo  spettro;  il  principale  ostacolo  è la rarità delle
    supernovae.  La loro frequenza media è di circa 1  ogni  50  anni  per
    galassia.  Anche  se  fino  a  oggi  gli  astronomi  sono  riusciti ad
    avvistarne più di 50,  si è trattato sempre di supernovae  situate  in
    galassie  molto lontane,  che quindi non si potevano studiare a fondo.
    La supernova di Andromeda del 1885,  quella più  vicina  a  noi  negli
    ultimi  350  anni,  è  comparsa  una  ventina  di anni prima che fosse
    pienamente sviluppata l'applicazione della fotografia  all'astronomia;
    pertanto, non possediamo la registrazione del suo spettro.
    Tuttavia,  la  distribuzione nel tempo delle supernovae è casuale.  In
    tempi recenti si sono localizzate, in una sola galassia,  3 supernovae
    in  soli  17  anni.  Gli  astronomi  terrestri  potrebbero ancora aver
    fortuna.  In effetti c'è una particolare stella  che  attira  la  loro
    attenzione: Eta Carinae è chiaramente instabile e da diverso tempo sta
    alternando  aumenti  e cali di luminosità.  Nel 1840 raggiunse un tale
    splendore da essere,  per un certo tempo,  la seconda stella del cielo
    per luminosità. Vari indizi fanno pensare che possa essere in procinto
    di esplodere diventando una supernova.  C'è però il problema che,  per
    gli astronomi,  «essere in procinto» può voler dire  domani  come  tra
    diecimila anni.
    Tra  l'altro,  la  costellazione  della  Carena,  in cui è situata Eta
    Carinae,  si trova,  come le costellazioni  della  Vela  e  del  Lupo,
    talmente  a  sud che anche se vi comparisse una supernova,  questa non
    sarebbe visibile né dall'Europa né da gran parte degli Stati Uniti.
    Ma cos'è che causa queste violente esplosioni luminose, e perché certe
    stelle diventano novae  e  certe  altre  supernovae?  Per  rispondere,
    dobbiamo fare una digressione.
    Già  nel  1834  Bessel  (l'astronomo  che qualche anno dopo misurò per
    primo la parallasse  di  una  stella)  aveva  osservato  che  Sirio  e
    Procione  cambiavano  leggermente di posizione di anno in anno,  in un
    modo che non sembrava dipendere dal moto della terra.  I loro moti non
    erano rettilinei,  ma curvilinei, e Bessel giunse alla conclusione che
    ognuna delle due stelle stava descrivendo un'orbita intorno a  qualche
    altro oggetto.
    A giudicare dal modo in cui Sirio e Procione descrivevano tali orbite,
    questo  «oggetto»  doveva  esercitare  in  entrambi i casi una potente
    attrazione gravitazionale che non poteva essere  attribuita  ad  altro
    che a una stella.  In particolare, la compagna di Sirio avrebbe dovuto
    avere una massa pari a quella del nostro  sole,  per  giustificare  il
    moto  della  stella luminosa.  Così fu deciso che le compagne dovevano
    essere stelle; ma, poiché erano invisibili ai telescopi di quei tempi,
    vennero chiamate compagne oscure.  Si pensò che fossero vecchie stelle
    diventate sempre meno luminose con l'andar del tempo.
    Poi,  nel 1862,  Alvan Clark,  un costruttore di strumenti scientifici
    americano, provando un nuovo telescopio, avvistò, vicino a Sirio,  una
    stella  oscura,  la quale,  a osservazioni successive,  risultò essere
    proprio la prevista  compagna.  Sirio  e  la  stella  oscura  giravano
    intorno  a  un  centro  comune  di  gravità,  con  un periodo di circa
    cinquanta anni.  La compagna di Sirio (oggi chiamata Sirio  B,  mentre
    Sirio  stessa  viene  chiamata Sirio A) ha una magnitudine assoluta di
    solo 11,2;  pertanto ha una luminosità pari a solo 1 su 400 di  quella
    del nostro sole, nonostante abbia massa uguale.
    Sembrava  che  Sirio  B  fosse  una  stella moribonda.  Ma,  nel 1914,
    l'astronomo americano Walter  Sydney  Adams,  dopo  aver  studiato  lo
    spettro  di  Sirio  B,  concluse  che la sua temperatura doveva essere
    addirittura uguale a quella di Sirio  A,  e  superiore  a  quella  del
    nostro  sole;  infatti  le vibrazioni atomiche che davano origine alle
    particolari righe di  assorbimento  del  suo  spettro  potevano  esser
    prodotte solo a temperature molto alte.  Ma se Sirio B era così calda,
    perché emetteva una luce così debole?  L'unica risposta possibile  era
    che  fosse considerevolmente più piccola del nostro sole.  Essendo più
    calda,  essa irradiava più luce per unità di  superficie,  ma  la  sua
    superficie  totale  doveva  essere molto piccola,  per rendere ragione
    della ridotta  quantità  totale  di  luce  emessa.  In  effetti,  oggi
    sappiamo  che Sirio B non può avere un diametro superiore agli 11 mila
    chilometri: ha dunque un volume inferiore a quello  della  terra,  pur
    avendo  una  massa  uguale  a  quella  del sole!  Con una simile massa
    compressa in un volume cosi piccolo,  la densità  media  della  stella
    dovrebbe essere circa 130 mila volte quella del platino.
    Ci  si  trovava  di fronte addirittura a uno stato completamente nuovo
    della materia;  per fortuna,  i fisici ormai non avevano difficoltà  a
    trovare  la  soluzione  del problema.  Essi sapevano che nella materia
    comune gli atomi sono composti di  particelle  piccolissime,  talmente
    piccole  che  quasi  tutto  il  volume  dell'atomo  è  spazio «vuoto».
    Sottoposte a una pressione enorme,  le particelle subatomiche  possono
    essere  obbligate  ad avvicinarsi l'una all'altra,  formando una massa
    superdensa.  Eppure,  perfino nella superdensa Sirio B,  le particelle
    subatomiche   si  trovano  a  una  distanza  reciproca  sufficiente  a
    consentire loro di muoversi liberamente, così che la materia molto più
    densa del platino si comporta ancora come un gas.  Il  fisico  inglese
    Ralph Howard Fowler suggerì nel 1925 di definirlo gas "degenere", e il
    fisico  sovietico  Lev  Davidovic'  Landau  fece  osservare negli anni
    trenta che anche le stelle normali, come il nostro sole, devono essere
    formate, al centro, di gas degenere.
    Anche la compagna di Procione (Procione B),  localizzata per la  prima
    volta nel 1896 da J. M. Schaberle del Lick Observatory, in California,
    risultò  una  stella  superdensa,  benché  la sua massa fosse soltanto
    cinque ottavi di quella di Sirio B;  con il passare degli anni,  altre
    ne furono trovate.  Queste stelle sono chiamate "nane bianche", perché
    presentano un piccolo volume e un'alta temperatura,  ed emettono  luce
    bianca. Le nane bianche sono probabilmente numerose; forse raggiungono
    il  3  per  cento  del totale delle stelle.  Nonostante questo,  in un
    futuro prevedibile,  potremo scoprire solo quelle situate nelle nostre
    vicinanze,  e  ciò  a  causa  della loro scarsa luminosità dovuta alle
    dimensioni ridotte.  (Esistono anche delle "nane rosse",  notevolmente
    più piccole del nostro sole,  ma non tanto quanto le nane bianche.  Le
    nane rosse sono fredde e hanno una densità normale. Sono le stelle più
    comuni - costituiscono i tre quarti del totale  -  ma  sono  anch'esse
    difficili  da  avvistare,  come le nane bianche,  sempre a causa della
    loro scarsa luminosità. Una coppia di nane rosse, distanti da noi solo
    sei anni luce,  è stata scoperta solamente nel 1948.  Sulle  trentasei
    stelle  note distanti meno di quattordici anni luce dal sole,  ventuno
    sono nane rosse e tre nane bianche. Tra di esse non vi sono giganti, e
    solo due,  Sirio e Procione,  sono decisamente più luminose del nostro
    sole.)
    L'anno  successivo  a  quello  in  cui  furono  scoperte  le proprietà
    straordinarie di Sirio B, Albert Einstein presentò la sua teoria della
    relatività generale,  che rappresentava soprattutto un nuovo  modo  di
    concepire  la gravità,  e che consentiva di predire che la luce emessa
    da una sorgente dotata di un campo gravitazionale molto intenso doveva
    presentare uno spostamento verso il rosso ("Einstein  shift").  Adams,
    affascinato  dalla  scoperta  delle  nane bianche,  si mise a studiare
    attentamente lo spettro  di  Sirio  B  e  trovò  che  esso  presentava
    effettivamente  lo  spostamento  verso  il rosso previsto da Einstein.
    Questo era un punto a favore non solo della  teoria  di  Einstein,  ma
    anche  della  superdensità di Sirio B;  infatti,  in una stella comune
    come il nostro sole,  lo spostamento verso  il  rosso  avrebbe  dovuto
    essere  solo  un trentesimo di quello osservato in Sirio B.  Tuttavia,
    all'inizio degli anni  sessanta  anche  questo  effetto  così  piccolo
    prodotto  dal nostro sole poté essere osservato,  e fornì un'ulteriore
    conferma della teoria della relatività generale.
    Ma cos'hanno a che fare le nane bianche con le supernovae, l'argomento
    di cui stavamo parlando?  Per  capirlo,  ritorniamo  un  momento  alla
    supernova del 1054.
    Nel  1844  Lord  Rosse,  cercando la posizione nella costellazione del
    Toro in cui gli astronomi orientali avevano detto di aver avvistato la
    supernova del 1054,  studiò un piccolo oggetto dall'aspetto  nebuloso,
    che  chiamò  «nebulosa  granchio»  ("Crab Nebula"),  a causa della sua
    irregolarità e delle sue protuberanze  simili  a  chele.  Osservazioni
    continuate  nel  corso di decenni mostrarono che la macchia gassosa si
    stava  lentamente  espandendo;  fu  possibile  calcolare  la  velocità
    effettiva  di  espansione  in  base all'effetto Doppler-Fizeau,  e ciò
    permise,  tenuto conto della  velocità  apparente  di  espansione,  il
    calcolo della distanza della nebulosa granchio,  che risultò essere di
    3500 anni luce da noi.  La velocità di  espansione  permise  anche  di
    stabilire  che  all'inizio  del  fenomeno di espansione del gas vi era
    stata un'esplosione in un punto centrale,  circa 900 anni or sono,  il
    che  concorda  con  la data del 1054.  Quindi si può affermare con una
    certa sicurezza che la nebulosa granchio,  che oggi occupa  un  volume
    del diametro di circa 5 anni luce, rappresenta i resti della supernova
    del 1054.
    Nelle posizioni indicate per le supernovae di Tycho Brahe e di Keplero
    non  è stata osservata un'analoga regione di gas turbolenti,  anche se
    si sono osservate delle  piccole  macchie  nebulose  in  vicinanza  di
    ciascuna delle due posizioni.  Esistono,  tuttavia, circa 150 nebulose
    planetarie,  i  cui  anelli  di  gas  a  forma  di  ciambella  possono
    testimoniare  grandi  esplosioni  stellari.  Una  nube particolarmente
    estesa e rada di  gas,  la  nebulosa  del  velo  nel  Cigno,  potrebbe
    costituire  ciò  che  resta dell'esplosione,  avvenuta 30 mila anni or
    sono,  di una supernova che dovrebbe esser stata ancora più  vicina  e
    più  luminosa della supernova del 1054 - ma a quell'epoca non esisteva
    sulla terra alcuna civiltà pronta  a  prender  nota  dello  spettacolo
    eccezionale.
    Alcuni  indizi farebbero inoltre congetturare che una nebulosità molto
    debole che avvolge la costellazione di Orione  possa  essere  ciò  che
    resta di una supernova ancora precedente.
    Ma  cosa ne è stato,  in tutti questi casi,  della stella esplosa?  E'
    semplicemente  svanita  in  un  enorme  sbuffo  di  gas?  La  nebulosa
    granchio, per esempio, costituisce proprio "tutto" quanto rimane della
    supernova  del 1054,  e si limiterà a espandersi,  finché anche questa
    ultima traccia della stella  sarà  persa  per  sempre?  Oppure  esiste
    qualche  altro  resto  che  è tuttora una stella,  ma troppo piccola e
    troppo debole perché noi  la  possiamo  vedere?  In  altre  parole,  è
    rimasta  come  residuo  una  nana  bianca  (o  qualcosa  di ancora più
    estremo)? Le nane bianche rappresentano, per così dire,  i cadaveri di
    stelle  che  erano  un tempo simili al nostro sole?  Queste domande ci
    conducono al problema dell'evoluzione delle stelle.

    L'evoluzione delle stelle.

    Tra le stelle che sono più vicine a noi,  quelle più luminose sembrano
    molto  calde,  e quelle meno luminose più fredde;  sembra esserci cioè
    una relazione piuttosto regolare tra luminosità e temperatura.  Se  si
    costruisce  un  diagramma delle magnitudini assolute in funzione delle
    temperature superficiali,  si trova che quasi tutte le stelle più note
    rientrano in una fascia piuttosto ristretta, che passa gradatamente da
    stelle di bassa luminosità e temperatura a stelle di alta luminosità e
    temperatura.   Tale  fascia  è  chiamata  "sequenza  principale".   Il
    diagramma fu elaborato per la  prima  volta  dall'astronomo  americano
    Henry  Norris  Russell,  che proseguiva uno studio analogo compiuto da
    Hertzsprung  (l'astronomo  che  determinò  per  primo  le  magnitudini
    assolute delle cefeidi);  pertanto esso prese il nome di "diagramma di
    Hertzsprung-Russell", o "diagramma H-R".
    Ma non tutte le stelle appartengono alla sequenza principale. Esistono
    delle stelle rosse che, nonostante la loro temperatura alla superficie
    piuttosto bassa,  hanno delle elevate magnitudini assolute,  perché la
    loro massa è diffusa e rarefatta tanto da occupare un enorme volume, e
    la  modesta quantità di calore emessa per unità di area,  moltiplicata
    per la superficie,  grandissima,  dà  un  totale  impressionante.  Tra
    queste  giganti  rosse  le  più  note sono Betelgeuse e Antares;  sono
    talmente fredde (come si scoprì nel 1964)  che  molte  di  loro  hanno
    atmosfere  ricche di vapor acqueo,  che si dissocierebbe in idrogeno e
    ossigeno a temperature superiori come quella del nostro sole. Anche le
    nane bianche,  con le loro alte temperature,  non  fanno  parte  della
    sequenza principale.
    Nel  1924  Eddington  osservò  che l'interno di tutte le stelle doveva
    avere una temperatura altissima.  Data la grande massa di una  stella,
    la  sua forza gravitazionale è immensa.  Per evitare il collasso della
    stella,  questa immane forza deve essere controbilanciata da un'uguale
    pressione  interna,  dovuta  al calore e all'energia della radiazione.
    Maggiore è la massa  della  stella,  maggiore  deve  essere  anche  la
    temperatura  al  suo  centro  necessaria per controbilanciare la forza
    gravitazionale.  Per conservare una temperatura  e  una  pressione  di
    radiazione  così  elevate,  le stelle di maggior massa devono bruciare
    energia più velocemente - e  pertanto  essere  più  luminose  -  delle
    stelle di massa minore;  questa è la "relazione massa-luminosità".  Si
    tratta di una relazione drastica,  perché la luminosità varia come  la
    sesta  o  la  settima  potenza  della  massa: cioè se la massa diventa
    tripla, per esempio, la luminosità aumenta secondo un fattore 750.
    Ne consegue che le stelle di grande massa sono  estremamente  prodighe
    del  loro  combustibile  -  l'idrogeno  -  e hanno quindi una vita più
    breve.  Le riserve di idrogeno del nostro sole  sono  sufficienti,  al
    ritmo  odierno di consumo,  per miliardi di anni.  Una stella luminosa
    come Capella deve esaurirsi in circa 20  milioni  di  anni,  e  alcune
    delle  stelle  più luminose - come Rigel - non potranno durare per più
    di 1 o 2 milioni di anni;  quindi  le  stelle  molto  luminose  devono
    essere  anche  molto  giovani.  Nuove  stelle forse si stanno formando
    anche oggi in regioni dello spazio in cui vi è abbastanza polvere  per
    fornire la materia prima necessaria.
    E in effetti,  nel 1955, l'astronomo americano George Herbig scoprì in
    mezzo alla polvere della nebulosa di Orione due stelle che  non  erano
    visibili  in  fotografie  di  quella stessa regione prese qualche anno
    prima. Potrebbero essere due stelle che si sono formate durante l'arco
    della nostra vita.
    Nel 1965 erano ormai state individuate centinaia di stelle così fredde
    che non splendevano neppure;  si arrivò a scoprirle attraverso la loro
    radiazione infrarossa, e perciò vengono chiamate "giganti infrarosse",
    perché  sono  costituite  di grandi quantitativi di materia rarefatta.
    Presumibilmente sono  ammassi  di  polvere  e  gas  che  accrescendosi
    diventano gradatamente più caldi, e finiranno per diventare abbastanza
    caldi da risplendere.
    Il  successivo  passo  avanti  nello  studio  dell'evoluzione stellare
    provenne dall'analisi delle stelle degli ammassi globulari.  Le stelle
    di  un  ammasso  si  trovano  all'incirca alla stessa distanza da noi,
    perciò hanno una magnitudine apparente proporzionale alla  magnitudine
    assoluta  (come  nel  caso  delle  cefeidi  delle  nubi di Magellano).
    Conoscendo così la loro magnitudine,  si  può  tracciare  il  relativo
    diagramma H-R. Si è trovato che le stelle più fredde (che bruciano più
    lentamente  il  loro  idrogeno) appartengono alla sequenza principale,
    mentre quelle più calde tendono a discostarsene. A causa del loro alto
    tasso di combustione e del rapido invecchiamento, seguono un andamento
    ben definito,  che rappresenta vari stadi evolutivi: prima si spostano
    verso  la regione delle giganti rosse,  poi riattraversano la sequenza
    principale, e si avviano a diventare nane bianche.
    In base a queste conoscenze e ad alcune considerazioni teoriche  sulle
    possibili  combinazioni  delle  particelle  subatomiche in presenza di
    temperature e pressioni elevate,  Fred Hoyle ha  tracciato  un  quadro
    dettagliato del corso dell'evoluzione delle stelle. Secondo Hoyle, una
    stella  nei  primi stadi cambia assai poco di volume e di temperatura.
    (E' questa la situazione del nostro sole oggi,  e  tale  continuerà  a
    essere  per  un  bel  pezzo.)  La  stella  converte  il  suo idrogeno,
    nell'interno estremamente caldo, in elio,  e questo quindi si accumula
    al  centro.  Quando  questo  nocciolo  di  elio ha raggiunto una certa
    dimensione,  il volume e la  temperatura  della  stella  cominciano  a
    cambiare  in modo drastico.  La stella si espande enormemente e la sua
    superficie si raffredda.  In altre parole,  essa abbandona la sequenza
    principale,  avviandosi  verso  la  regione  delle giganti rosse.  Più
    grande è la massa della stella,  più velocemente essa raggiunge questa
    fase.  Negli  ammassi globulari,  le stelle di massa maggiore sono già
    molto avanti su questa strada.
    Nonostante le basse temperature,  una stella gigante emette più calore
    perché,  in  seguito  alla  sua  espansione,  ha  una superficie assai
    maggiore.  In un futuro molto lontano,  quando il sole abbandonerà  la
    sequenza  principale,  o  forse anche un po' prima di allora,  emanerà
    quantità di calore tali da rendere impossibile la vita sulla terra. Il
    momento, comunque, è ancora lontano qualche miliardo di anni.
    Ma cos'è, di preciso, che cambia nel nocciolo di elio della stella,  e
    fa sì che essa diventi, espandendosi, una gigante rossa? Hoyle suggerì
    che sia lo stesso nocciolo di elio a contrarsi e che,  di conseguenza,
    la sua temperatura salga fino al punto in cui i nuclei di elio possono
    fondersi,   dando  origine  a  carbonio,   con  ulteriore  liberazione
    d'energia.  Nel 1959 il fisico americano David Elmer Alburger dimostrò
    in laboratorio che questa reazione può effettivamente verificarsi:  si
    tratta  di un tipo di reazione molto rara e improbabile,  ma gli atomi
    di elio presenti in  una  gigante  rossa  sono  talmente  numerosi  da
    consentire  un  numero di fusioni sufficiente a fornire la quantità di
    energia necessaria.
    Hoyle si spinge oltre: la temperatura del nuovo nocciolo  di  carbonio
    aumenta  ulteriormente,  e  cominciano  a  formarsi  atomi  ancora più
    complessi, come quelli di ossigeno e di neon.  Mentre avvengono queste
    reazioni,  la  stella  seguita a contrarsi e a scaldarsi,  spostandosi
    nuovamente verso la sequenza principale;  intanto nella stella  si  va
    formando una serie di strati concentrici,  come in una cipolla. C'è il
    nucleo di ossigeno e neon, poi lo strato di carbonio,  quello di elio,
    e  il  tutto  è  avvolto  in  una  «scorza»  di  idrogeno  ancora  non
    convertito.
    Tuttavia,  mentre come consumatrice di idrogeno la stella ha una lunga
    vita,  per  quanto  riguarda gli altri combustibili essa si trova come
    all'inizio di una ripida discesa in toboga. La sua vita non può andare
    avanti a lungo,  perché l'energia prodotta dalla fusione  dell'elio  e
    dalle  reazioni  successive  è  circa  un ventesimo di quella prodotta
    dalla  fusione  dell'idrogeno.   In  un  tempo  relativamente   breve,
    l'energia  necessaria  per  mantenere  dilatata  la  stella nonostante
    l'inesorabile effetto del suo stesso campo gravitazionale  comincia  a
    scarseggiare,   e   la   stella  riprende  a  contrarsi,   sempre  più
    rapidamente;  essa si riduce non solo alle dimensioni  di  una  stella
    normale, ma addirittura a quelle di una nana bianca.
    Durante tale contrazione,  i suoi strati più esterni possono staccarsi
    o anche venir scagliati nello spazio con forza,  a  causa  del  calore
    sviluppato dalla contrazione.  La nana bianca è in tal caso circondata
    da un guscio di gas che va espandendosi; all'osservazione telescopica,
    di tale guscio risaltano  i  bordi,  perché  quivi  la  linea  visuale
    attraversa uno spessore maggiore,  e quindi una maggiore quantità,  di
    gas.  Tali nane bianche sembrano così avvolte da un piccolo «anello di
    fumo»,  o «ciambella» di gas;  vengono chiamate "nebulose planetarie",
    perché l'anello circonda la stella come fosse l'orbita  materializzata
    di un pianeta.  Alla fine l'anello di fumo si espande assottigliandosi
    fino a diventare invisibile,  e si hanno delle nane bianche come Sirio
    B, prive di qualsiasi traccia di nebulosità che le circondi.
    La  formazione  appena descritta delle nane bianche avviene abbastanza
    tranquillamente: una simile tranquilla «morte» aspetta nel  futuro  le
    stelle  come  il  nostro  sole e quelle più piccole.  Di più,  le nane
    bianche, se non intervengono fattori esterni,  hanno la prospettiva di
    una  vita  indefinitamente  prolungata  -  una  sorta  di lungo "rigor
    mortis" - in cui si raffreddano lentamente,  finché,  alla  fine,  non
    sono  più  abbastanza  calde  da risplendere (stiamo parlando di molti
    miliardi di anni nel futuro);  allora possono sopravvivere  per  altri
    miliardi e miliardi di anni come "nane nere".
    Se invece una nana bianca fa parte di un sistema binario, come Sirio B
    e Procione B,  e se l'altra stella le è molto vicina e appartiene alla
    sequenza   principale,    possono   verificarsi    situazioni    molto
    interessanti.  Quando  la stella appartenente alla sequenza principale
    si espande, nel corso del suo sviluppo evolutivo,  una parte della sua
    massa   può   venir  trascinata  verso  l'esterno  dall'intenso  campo
    gravitazionale della nana bianca,  ed  entrare  in  orbita  attorno  a
    quest'ultima.  Di quando in quando parte di questo materiale orbitante
    descriverà una spirale raggiungendo la superficie della  nana  bianca,
    dove   l'attrazione   gravitazionale  la  comprimerà  provocandone  la
    fusione,  così che essa emetterà  un  getto  di  energia.  Se  poi  la
    quantità  di  materia  che  cade  sulla superficie della nana bianca è
    particolarmente  ingente,   l'emissione  di   energia   potrà   essere
    sufficiente  perché  noi dalla terra possiamo riuscire a scorgerla,  e
    gli astronomi registreranno l'esistenza  di  una  nova.  Naturalmente,
    questi  eventi possono ripetersi più di una volta,  e si hanno così le
    "novae ricorrenti".
    Queste però non sono ancora supernovae.  E allora,  da dove provengono
    le supernovae?  Per rispondere, dobbiamo occuparci di stelle con massa
    decisamente superiore a quella del nostro sole. Stelle del genere sono
    piuttosto rare (in tutte le classi di oggetti astronomici gli elementi
    più grandi sono più rari): ci sarà forse una stella su trenta  che  ha
    una  massa  considerevolmente superiore a quella del sole.  Nonostante
    ciò,   nella  nostra  galassia  le  stelle  con  tale   caratteristica
    potrebbero essere 7 miliardi.
    Nelle  stelle di grande massa il nucleo è più compresso,  per l'azione
    del campo gravitazionale,  che è più intenso di quello di  una  stella
    più  piccola.  Pertanto il nucleo è più caldo e le reazioni di fusione
    possono continuare oltre allo stadio ossigeno-neon  delle  stelle  più
    piccole.  Il  neon  può  combinarsi  ulteriormente  dando  origine  al
    magnesio, che a sua volta può combinarsi formando del silicio,  e poi,
    ancora,  del  ferro.  A  uno stadio molto avanzato della sua vita,  la
    stella potrà essere costituita da più di una mezza dozzina  di  strati
    concentrici,  in  ciascuno  dei  quali viene consumato un combustibile
    diverso.  A questo punto la temperatura al centro può toccare i 3 o  4
    miliardi di gradi.  Quando la stella comincia a produrre il ferro,  ha
    raggiunto un punto morto,  perché gli atomi di ferro costituiscono  il
    punto  di  massima  stabilità  e  minimo  contenuto  di  energia.  Per
    trasformare gli atomi di ferro sia in atomi più complessi che in atomi
    più leggeri occorre fornire dell'energia.
    Inoltre,   all'aumentare  nel  tempo  delle  temperature  al   centro,
    corrisponde anche l'aumento della pressione di radiazione,  che cresce
    proporzionalmente alla quarta potenza della temperatura.  Quando  cioè
    la temperatura raddoppia, la pressione di radiazione aumenta di sedici
    volte,  rendendo  sempre  più  fragile  l'equilibrio  tra pressione di
    radiazione e gravitazione.  Alla fine le temperature al centro possono
    raggiungere valori così elevati che,  secondo l'ipotesi di Hoyle,  gli
    atomi di ferro  si  disintegrano  in  atomi  di  elio.  Perché  questo
    avvenga,  però,  occorre,  come  ho  appena detto,  fornire agli atomi
    dell'energia.  L'unica fonte di  energia  alla  quale  la  stella  può
    ricorrere  è  il suo stesso campo gravitazionale.  Quando la stella si
    contrae, si libera dell'energia che può essere usata per convertire il
    ferro in elio.  La quantità di  energia  necessaria  è  tuttavia  così
    grande,  che  la  stella  deve contrarsi in modo catastrofico,  fino a
    occupare una minima porzione del volume originario,  e lo  deve  fare,
    sempre secondo Hoyle, circa in un secondo.
    Quando   una   stella   siffatta   comincia   a   subire  il  collasso
    gravitazionale,  il suo nucleo di ferro  è  ancora  circondato  da  un
    voluminoso mantello esterno di atomi che non hanno ancora raggiunto il
    massimo  della  stabilità.  Allorché  le  regioni esterne subiscono il
    collasso e la loro temperatura aumenta,  queste sostanze  che  possono
    ancora   combinarsi  «prendono  fuoco»  immediatamente.   Ne  consegue
    un'esplosione,  che scaglia il materiale esterno della stella  lontano
    dal suo corpo principale.  Questa esplosione è una supernova. E' stata
    appunto un'esplosione di questo genere a creare la nebulosa granchio.
    La materia scagliata nello spazio in  seguito  all'esplosione  di  una
    supernova  ha  grande  importanza  per l'evoluzione dell'universo.  Al
    momento del big bang,  si erano formati solo atomi di  idrogeno  e  di
    elio;  altri atomi,  più complessi,  si sono formati invece nel nucleo
    delle stelle fino  ad  arrivare  alla  complessità  del  ferro.  Senza
    l'esplosione  di  supernovae,  questi atomi più complessi resterebbero
    nei nuclei stellari, e infine nelle nane bianche. Solo minime quantità
    di tali atomi passerebbero nell'universo,  soprattutto attraverso  gli
    aloni delle nebulose planetarie.
    Nel   corso   dell'esplosione   di  una  supernova,   anche  materiale
    proveniente dagli strati interni  della  stella  viene  scagliato  con
    forza  nello  spazio  circostante.  L'enorme  energia  dell'esplosione
    contribuirebbe anche alla formazione di atomi più complessi di  quelli
    di ferro.
    La  materia  scagliata  nello  spazio  si aggiungerebbe alle nuvole di
    polvere  e  gas  già  presenti,  fungendo  da  materia  prima  per  la
    formazione di nuove stelle,  di "seconda generazione", ricche di ferro
    e di altri elementi metallici.  Anche il nostro sole  è  probabilmente
    una stella della seconda generazione,  molto più giovane delle vecchie
    stelle degli ammassi globulari privi di polvere.  Le stelle di  "prima
    generazione"  contengono  invece  pochi  metalli e molto idrogeno.  La
    terra,  formatasi dagli stessi detriti da cui si è formato il sole,  è
    straordinariamente  ricca  di  ferro  -  ferro  che  forse un tempo si
    trovava al centro di una stella esplosa miliardi di anni orsono.
    Ma cosa accade alla porzione di stella che si contrae,  quando avviene
    l'esplosione di una supernova?  Si forma una nana bianca? Forse che le
    stelle più grandi e di massa maggiore danno  semplicemente  origine  a
    nane bianche più grandi e di maggior massa?
    Il  primo indizio che le cose non potessero andare così,  e che non ci
    si dovesse aspettare di trovare nane bianche sempre più grandi,  venne
    alla   luce   nel   1939,   quando  l'astronomo  indiano  Subrahmanyan
    Chandrasekhar,  che lavorava all'Osservatorio di  Yerkes  vicino  alla
    baia di Williams, nel Wisconsin, calcolò che nessuna stella avente una
    massa  superiore a 1,4 volte quella del nostro sole (valore che oggi è
    chiamato "limite di Chandrasekhar")  può  diventare  una  nana  bianca
    attraverso il «normale» processo descritto da Hoyle. Ed effettivamente
    tutte  le  nane  bianche osservate fino a oggi sono risultate di massa
    inferiore al limite di Chandrasekhar.
    La ragione dell'esistenza di tale limite sta nel  fatto  che  le  nane
    bianche  non  possono  contrarsi  ulteriormente  a  causa  della mutua
    repulsione degli elettroni (particelle subatomiche di cui parlerò  più
    avanti,  nel  capitolo settimo) contenuti nei loro atomi.  Al crescere
    della massa,  cresce anche l'intensità della gravitazione;  quando  la
    massa è 1,4 volte quella del sole, la repulsione degli elettroni non e
    più  sufficiente  e  la  nana  bianca subisce un collasso formando una
    stella  ancora  più  piccola  e  più  densa,   in  cui  le  particelle
    subatomiche sono praticamente a contatto.  Ma per osservare situazioni
    così estreme si dovette aspettare che fossero disponibili nuovi metodi
    per sondare l'universo,  metodi che ricorressero a radiazioni  diverse
    dalla luce visibile.

    LE FINESTRE SULL'UNIVERSO.
    Le   armi   più   potenti   nella   conquista  della  conoscenza  sono
    l'intelligenza e la  curiosità  insaziabile  che  le  fa  da  stimolo.
    L'ingegno  umano  ha continuamente inventato nuovi strumenti,  che gli
    hanno dischiuso orizzonti al di là della portata dei  meri  organi  di
    senso.

    Il telescopio.

    L'esempio  più noto è quello dell'invenzione del telescopio,  avvenuta
    nel 1609;  essa ha aperto la via  a  una  vera  e  propria  ondata  di
    conoscenze  nuove.  Il  telescopio,  in  sostanza,  è semplicemente un
    occhio di dimensioni maggiori.  A  fronte  della  pupilla  dell'occhio
    umano,  larga pochi millimetri,  il telescopio di Monte Palomar da 200
    pollici ha una superficie di raccolta della luce di più  di  200  mila
    centimetri  quadrati.  Questo fa sì che le stelle vi appaiano circa un
    milione di volte più luminose che a occhio  nudo.  Questo  telescopio,
    entrato  in  funzione  nel 1948,  è il più grande esistente oggi negli
    Stati Uniti;  ma nel 1976 l'Unione  Sovietica  cominciò  a  effettuare
    delle osservazioni con un telescopio il cui specchio ha un diametro di
    6 metri, installato nelle montagne del Caucaso.
    Tale  apparecchiatura  ha  raggiunto  quasi  il  massimo possibile per
    questo tipo di strumenti; e,  a dire il vero,  il telescopio sovietico
    non funziona troppo bene. Esistono, però, altri sistemi per migliorare
    i telescopi,  oltre a quello di costruirli sempre più grandi.  Durante
    gli anni cinquanta Merle A.  Ture ideò uno strumento  elettronico  per
    intensificare la debole luce raccolta dal telescopio, triplicandone la
    potenza.  Se  si  installa  un certo numero di telescopi relativamente
    piccoli che operino in modo coordinato,  si possono ottenere  immagini
    equivalenti  a  quelle  prodotte  da  un unico strumento più grande di
    ciascuno dei telescopi componenti;  tanto gli Stati Uniti che l'Unione
    Sovietica stanno progettando insiemi di telescopi di questo genere, in
    grado di superare di gran lunga quelli da 5 e da 6 metri.  Inoltre, un
    grande telescopio messo in orbita intorno alla terra potrebbe scrutare
    il  cielo  senza  interferenze  da  parte  dell'atmosfera,   compiendo
    osservazioni  più chiare di quelle possibili a qualsivoglia telescopio
    situato sul nostro pianeta.  Anche  questo  progetto  è  in  corso  di
    attuazione.
    Ingrandimento   dell'immagine   e   intensificazione  della  luce  non
    esauriscono però i vantaggi seguiti all'introduzione  del  telescopio.
    Il  primo  passo  per  farne qualcosa di più di un semplice collettore
    della luce è dovuto a Isaac Newton,  che nel 1666 scoprì che si poteva
    scomporre la luce in quello che definì lo "spettro" dei colori. Newton
    fece  passare un raggio di luce solare attraverso un prisma di vetro a
    sezione triangolare e trovò che il raggio si  allargava  formando  una
    banda,  costituita di luce rossa,  arancione, gialla, verde, azzurra e
    violetta, in cui ogni colore sfumava gradatamente nel successivo.  (Il
    fenomeno in se stesso,  naturalmente,  è sempre stato conosciuto sotto
    forma di arcobaleno;  questo è dovuto al passaggio della  luce  solare
    attraverso gocce di acqua che fungono da minuscoli prismi.)
    Quello  che  Newton  aveva dimostrato era che la luce solare,  o "luce
    bianca",  è una miscela di molte singole radiazioni (oggi sappiamo che
    sono onde di diversa lunghezza), che danno all'occhio l'impressione di
    altrettanti  colori  differenti.  Un  prisma separa i colori perché la
    luce,  nel passare prima dall'aria al vetro e poi nuovamente dal vetro
    all'aria,  viene  deviata o "rifratta";  ogni lunghezza d'onda subisce
    una rifrazione diversa: minore è  la  lunghezza  d'onda,  maggiore  la
    rifrazione.  Le  lunghezze  d'onda  minime,  corrispondenti  alla luce
    viola,  sono quelle maggiormente rifratte,  mentre quelle più  lunghe,
    corrispondenti al rosso, lo sono meno di tutte.
    Questo  fenomeno  spiega,   tra  l'altro,  perché  i  primi  telescopi
    presentassero un grave inconveniente: gli oggetti visti attraverso  di
    essi  erano  circondati da anelli colorati,  che erano appunto spettri
    causati dalla dispersione della luce che attraversava le lenti.
    Newton disperava che tale difetto potesse venir eliminato,  almeno fin
    quando  si  fossero  usate  lenti,  di  qualsiasi  tipo  esse fossero.
    Pertanto ideò e costruì un "telescopio riflettore",  nel quale  veniva
    usato  uno  specchio  parabolico,  anziché  una lente,  per ingrandire
    l'immagine.  La luce,  di qualsiasi lunghezza d'onda fosse,  subiva la
    riflessione  nella  stessa  maniera:  così non si formavano spettri né
    anelli di colore (fenomeno questo chiamato "aberrazione cromatica").
    Nel 1757 l'ottico inglese John Dollond realizzò  delle  lenti  di  due
    tipi  diversi  di  vetro,  ciascuno  dei  quali compensava la tendenza
    dell'altro a dar origine a uno spettro.  Si  poterono  così  costruire
    delle  lenti  "acromatiche",   in  cui  non  comparivano  cioè  frange
    colorate. Tali lenti riportarono in auge i "telescopi rifrattori".  Il
    più  grande  strumento di questo tipo,  con una lente da 40 pollici (1
    metro), si trova nell'Osservatorio di Yerkes e fu costruito nel 1897.
    Successivamente non furono costruiti telescopi rifrattori  più  grandi
    di  questo,  e probabilmente non verranno costruiti mai,  perché lenti
    ancora più grandi assorbirebbero  tanta  luce  da  annullare  il  loro
    superiore  potere  d'ingrandimento.  I  telescopi giganti di oggi sono
    pertanto  tutti  del  tipo  a  riflessione,   perché   la   superficie
    riflettente di uno specchio non assorbe troppa luce.

    Lo spettroscopio.

    Nel 1814 un ottico tedesco,  Joseph von Fraunhofer, compì un ulteriore
    progresso: fece passare  un  raggio  di  luce  solare  attraverso  una
    stretta  fenditura prima di farlo rifrangere in un prisma.  Lo spettro
    così ottenuto era in realtà una serie  di  immagini  della  fenditura,
    ciascuna  prodotta  dalla  luce  di  una diversa lunghezza d'onda.  Le
    numerosissime immagini  della  fenditura  si  fondevano,  formando  lo
    spettro.  I  prismi  di Fraunhofer erano costruiti con tale maestria e
    producevano  immagini  della  fenditura  talmente  nitide,   che   era
    possibile  notare l'assenza di alcune immagini della fenditura stessa;
    se nella luce  solare  mancavano  determinate  lunghezze  d'onda,  era
    logico   che   non   si   formassero   immagini   della  fenditura  in
    corrispondenza di tali lunghezze d'onda,  e che lo  spettro  del  sole
    contenesse delle righe nere.
    Fraunhofer  fece una mappa delle posizioni delle righe nere osservate,
    contandone oltre 700;  da  allora  esse  vengono  chiamate  "righe  di
    Fraunhofer". Nel 1842 le righe dello spettro solare furono fotografate
    per la prima volta dal fisico francese Alexandre Edmond Becquerel.  La
    fotografia facilitò di molto lo  studio  degli  spettri;  grazie  agli
    strumenti moderni, sono state trovate più di 30 mila righe scure nello
    spettro solare, e di ciascuna è stata misurata la lunghezza d'onda.
    Negli   anni   cinquanta   del   secolo   scorso  parecchi  scienziati
    cominciarono a ipotizzare che tali righe fossero  caratteristiche  dei
    vari elementi presenti nel sole. Le righe scure dovevano rappresentare
    l'assorbimento della luce per quelle date lunghezze d'onda da parte di
    certi  elementi,  mentre  le  righe  luminose  dovevano  rappresentare
    l'emissione della luce caratteristica degli elementi stessi.  Verso il
    1859  i  chimici  tedeschi  Robert  Wilhelm  Bunsen  e  Gustav  Robert
    Kirchhoff elaborarono un sistema  per  identificare  gli  elementi  in
    questo  modo:  essi  riscaldavano  le  varie  sostanze fino a renderle
    incandescenti e a ottenere gli spettri della luce  emessa;  misuravano
    la  posizione  delle  righe  rispetto  a  uno  spettro  di confronto e
    facevano corrispondere ogni riga a un particolare elemento: in  questo
    caso,  si  trattava  di  righe di emissione,  cioè luminose contro uno
    sfondo scuro.  Il loro "spettroscopio" venne ben presto applicato alla
    scoperta  di  nuovi  elementi attraverso la ricerca di righe spettrali
    nuove,  non identificabili con gli elementi noti.  Nel giro di un paio
    di anni,  Bunsen e Kirchhoff scoprirono, con questo metodo, il cesio e
    il rubidio.
    Lo spettroscopio venne applicato anche allo studio della luce del sole
    e delle stelle,  e procurò in breve tempo una quantità sorprendente di
    informazione  nuova  di  natura  chimica  o di altro genere.  Nel 1862
    l'astronomo svedese Anders Jonas Angstrom  identificò  l'idrogeno  nel
    sole,  in  base alla presenza delle righe spettrali caratteristiche di
    tale elemento.
    L'idrogeno può esser rivelato anche nelle stelle; in complesso,  però,
    gli spettri stellari presentano delle diversità dovute alle differenze
    di  costituzione  chimica  (nonché  di altra natura).  In effetti,  si
    possono classificare le stelle in base alla struttura  generale  della
    loro   configurazione  spettrale.   Una  siffatta  classificazione  fu
    elaborata per la prima volta  dall'astronomo  italiano  Pietro  Angelo
    Secchi nel 1867, in base a 4000 spettri. Durante l'ultimo decennio del
    diciannovesimo  secolo  l'astronomo americano Edward Charles Pickering
    studiò  decine  di  migliaia  di  spettri  stellari,  raffinandone  la
    classificazione,  grazie anche alla meticolosa collaborazione di Annie
    J. Cannon e Antonia C. Maury.
    In origine la classificazione  si  serviva  di  lettere  maiuscole  in
    ordine alfabetico, ma, quando se ne seppe di più sulle stelle, divenne
    necessario  alterare tale ordine per dare una sistemazione logica alle
    classi spettrali.  Se si dispongono le stelle in ordine di temperatura
    decrescente,  si ha la sequenza O,  B,  A, F, G, K, M, R, N ed S. Ogni
    classe può essere ulteriormente suddivisa usando la numerazione da 0 a
    9.  Il sole è una  stella  di  temperatura  media,  e  la  sua  classe
    spettrale è G-0,  mentre Alpha Centauri è di classe G-2.  Procione, un
    po' più calda, è di classe F-5, mentre Sirio, decisamente più calda, è
    di classe A-0.
    Se lo spettroscopio era in grado di individuare elementi  nuovi  sulla
    terra,  doveva poter fare altrettanto nei cieli.  Nel 1868 l'astronomo
    francese Pierre Jules César Janssen osservò un'eclissi totale di  sole
    in  India  e  riferì  di  aver  individuato una riga spettrale che non
    corrispondeva a nessuna riga prodotta da un elemento noto. L'astronomo
    inglese Sir Norman Lockyer, sicuro che tale riga indicasse la presenza
    di un nuovo elemento,  lo denominò "elio",  dalla parola che in  greco
    significa sole. Sulla terra l'elio non fu identificato che trenta anni
    dopo.
    Infine  lo  spettroscopio  divenne uno strumento capace di misurare la
    velocità radiale delle stelle, come abbiamo già visto in questo stesso
    capitolo,  e di indagare su molti altri  aspetti:  le  caratteristiche
    magnetiche di una stella, la sua temperatura, il fatto che si tratti o
    meno di una stella doppia, e altro ancora.
    Inoltre  le  righe spettrali risultarono una vera e propria miniera di
    informazioni sulla struttura atomica, miniera che,  però,  poté essere
    utilizzata  appropriatamente  solo  dopo  l'ultimo decennio del secolo
    scorso, quando furono scoperte le particelle subatomiche. Per esempio,
    nel 1885 il fisico svizzero Johann Jakob Balmer mostrò che  l'idrogeno
    produce  una serie di righe disposte a distanze regolari,  secondo una
    formula  abbastanza  semplice.   Questo  fatto  doveva  portare,   una
    generazione  dopo,  alla  formulazione  di un importante modello della
    struttura dell'atomo di idrogeno (vedi capitolo ottavo).
    Fu ancora Lockyer a mostrare che le righe  spettrali  prodotte  da  un
    dato elemento cambiano alle alte temperature, fatto che indica qualche
    cambiamento  negli  atomi.  Anche  questa  scoperta non fu valutata in
    tutto il suo significato finché non si capì, più avanti, che l'atomo è
    costituito  di  particelle  più  piccole,   alcune  delle   quali   lo
    abbandonano  alle alte temperature,  alterando la struttura dell'atomo
    stesso e la natura delle  righe  spettrali  da  esso  prodotte.  (Tale
    alterazione  delle  righe  fu  scambiata  in qualche occasione per una
    prova dalla presenza di un  nuovo  elemento,  ma  purtroppo  l'elio  è
    rimasto l'unico caso di elemento nuovo scoperto in cielo.)

    La fotografia.

    Dopo  che,  nel 1830,  l'artista francese Louis Jacques Mandé Daguerre
    produsse i primi "dagherrotipi",  dando  così  vita  alla  fotografia,
    anche   questa   diventò   ben   presto  uno  strumento  prezioso  per
    l'astronomia.  Durante gli  anni  quaranta  del  secolo  scorso,  vari
    astronomi  americani fotografarono la luna e una di queste fotografie,
    presa da uno di essi,  George  Phillips  Bond,  fece  sensazione  alla
    Grande  Esposizione  del  1851  a Londra.  Gli astronomi fotografarono
    anche il sole.  Nel 1860 Padre Secchi  fece  la  prima  fotografia  di
    un'eclissi  totale  di  sole,  e una decina di anni dopo le fotografie
    delle eclissi avevano consentito di dimostrare che le  protuberanze  e
    la corona appartengono al sole e non alla luna.
    Nel  frattempo,  a  partire  dalla metà dell'Ottocento,  gli astronomi
    avevano cominciato a fotografare anche le stelle lontane.  Attorno  al
    1887  l'astronomo  scozzese  David Gill fece della fotografia stellare
    una cosa normale, la quale si avviava ormai a diventare più importante
    dell'occhio umano nell'osservazione dell'universo.
    La tecnica della fotografia con il telescopio migliorò  continuamente.
    Un  grave  ostacolo  consisteva nel fatto che un grande telescopio può
    abbracciare solo un campo molto limitato; se si tenta di ampliare tale
    campo,  ai bordi si verificano delle distorsioni.  Nel  1930  l'ottico
    russo-tedesco  Bernard Schmidt ideò un metodo per introdurre una lente
    correttiva che evitasse tali distorsioni.  Con  questa  lente  si  può
    fotografare  in  un  sol  colpo  un'ampia  porzione  di cielo,  il che
    consente di cercarvi oggetti  interessanti,  che  possono  poi  essere
    studiati  a  fondo  con un telescopio ordinario.  Dato che un siffatto
    telescopio viene usato quasi sempre  per  la  fotografia,  esso  viene
    chiamato "camera di Schmidt".
    Le camere di Schmidt più grandi attualmente in funzione sono quella da
    53 pollici di Tautenberg, nella Germania orientale, del 1960, e quella
    da  48 pollici usata,  a Monte Palomar,  insieme al telescopio Hale da
    200 pollici.  La terza in ordine di grandezza è quella da 39  pollici,
    installata  in  un  osservatorio  dell'Armenia sovietica a partire dal
    1961.
    Intorno al 1800 William Herschel (l'astronomo che per primo fece delle
    ipotesi sulla forma della nostra  galassia)  effettuò  un  esperimento
    molto interessante,  nonostante la sua semplicità.  Pose un termometro
    entro un fascio di luce disperso da un prisma,  al di là  dell'estremo
    rosso  dello  spettro:  il  mercurio  prese  a  salire!  Evidentemente
    esisteva qualche forma  di  radiazione  invisibile  in  corrispondenza
    delle  lunghezze d'onda superiori a quelle dello spettro visibile.  La
    radiazione scoperta da Herschel venne chiamata "infrarossa"  -  al  di
    sotto  del  rosso;  come  sappiamo  oggi,  ben  il  60 per cento della
    radiazione solare è nell'infrarosso.
    Nel 1801 il fisico tedesco  Johann  Wilhelm  Ritter  stava  esplorando
    l'altro estremo dello spettro, quando scoprì che il nitrato d'argento,
    che  esposto  alla luce blu o viola si decompone in argento metallico,
    annerendo,  si decomponeva ancora più rapidamente se lo si metteva  al
    di  là dell'estremo violetto dello spettro.  Fu così che Ritter scoprì
    la «luce» che oggi viene chiamata "ultravioletta".  Herschel e  Ritter
    avevano  quindi  allargato  lo  spettro  quale era conosciuto da tanto
    tempo, avventurandosi in nuovi domini della radiazione.
    Questi  nuovi  domini  promettono  un'informazione  molto  ricca:   la
    porzione  ultravioletta  dello spettro solare,  invisibile all'occhio,
    risalta in ogni particolare nella fotografia. In pratica, se si usa un
    prisma di quarzo (il quarzo trasmette la luce ultravioletta, mentre il
    vetro comune ne assorbe la maggior  parte),  si  ottiene  uno  spettro
    ultravioletto piuttosto complesso, come per primo mostrò, nel 1852, il
    fisico   britannico  George  Gabriel  Stokes.   Purtroppo  l'atmosfera
    trasmette solo il "vicino ultravioletto" - la cui lunghezza  d'onda  è
    molto prossima a quella della luce viola.  Il "lontano ultravioletto",
    che corrisponde a lunghezze d'onda più corte,  viene  assorbito  dagli
    strati superiori dell'atmosfera.

    La radioastronomia.

    Nel 1860 il fisico scozzese James Clerk Maxwell elaborò una teoria che
    prevedeva  tutta  una  famiglia  di  radiazioni  associate ai fenomeni
    elettrici e magnetici ("radiazione elettromagnetica") -  una  famiglia
    di cui la luce ordinaria rappresenta solo una piccola parte.  La prima
    prova chiara a conferma della predizione  di  Maxwell  venne  solo  un
    quarto di secolo più tardi, sette anni dopo la sua prematura morte per
    cancro.  Nel 1887 il fisico tedesco Heinrich Rudolf Hertz riuscì a far
    generare una corrente oscillante  da  parte  della  scintilla  di  una
    bobina  a  induzione:  in  tal  modo  aveva  prodotto  e  rivelato una
    radiazione avente lunghezze d'onda molto grandi -  molto  maggiori  di
    quelle  dell'infrarosso.  Tali  radiazioni  furono in seguito chiamate
    "radioonde".
    Le lunghezze  d'onda  della  luce  visibile  si  possono  misurare  in
    "micrometri"  (milionesimi  di  metro)  e  vanno  da  0,39  micrometri
    (estremo violetto) a 0,78 micrometri (estremo rosso); al di là di tale
    limite inizia il "vicino infrarosso" (da 0,78 a 3 micrometri),  poi il
    "medio  infrarosso"  (da  3  a  30  micrometri)  e  infine il "lontano
    infrarosso" (da 30 a 1000 micrometri).  E' qui che cominciano le  onde
    radio: le cosiddette "microonde" vanno da 1000 a 160 mila micrometri e
    le onde lunghe arrivano a molti miliardi di micrometri.
    La  radiazione  può  essere caratterizzata,  oltre che dalla lunghezza
    d'onda, anche dalla "frequenza", che è il numero di onde prodotte ogni
    secondo.  Questo numero  è  talmente  alto  per  la  luce  visibile  e
    l'infrarosso che non viene solitamente molto usato in questi casi; per
    le onde radio,  invece, il valore della frequenza è espresso da numeri
    meno  proibitivi,   e  diventa  utile  ricorrervi.   Un  migliaio   di
    oscillazioni al secondo corrisponde a 1 "kilociclo", mentre un milione
    di  oscillazioni  al  secondo  è  un  "megaciclo".  La  regione  delle
    microonde va da 300 mila megacicli  a  1000  megacicli.  Le  radioonde
    usate  dalle normali stazioni radio,  molto più lunghe,  sono comprese
    nell'intervallo dei kilocicli.
    Non erano passati dieci anni dalla scoperta di Hertz e  anche  l'altro
    estremo dello spettro aveva subìto un analogo ampliamento: nel 1895 il
    fisico  tedesco  Wilhelm  Konrad  Roentgen  scoprì accidentalmente una
    misteriosa radiazione che chiamò "raggi X".  Si trovò che  essa  aveva
    lunghezze  d'onda  inferiori  a quelle dell'ultravioletto.  Ancora più
    tardi  Rutherford  dimostrò  che  i  "raggi  gamma",   associati  alla
    radioattività,  avevano lunghezze d'onda ancora inferiori a quelle dei
    raggi X.
    La parte dello spettro con le brevi lunghezze d'onda è oggi  suddivisa
    all'incirca  così:  le  lunghezze  d'onda  da  0,39  a 0,17 micrometri
    appartengono al vicino ultravioletto, quelle da 0,17 a 0,01 micrometri
    al lontano ultravioletto, quelle da 0,01 a 0,00001 micrometri ai raggi
    X;  i raggi gamma vanno da questo punto a meno di un  miliardesimo  di
    micrometro.
    Lo  spettro  originario di Newton si era dunque allargato enormemente.
    Se immaginiamo che ogni raddoppio di lunghezza d'onda  equivalga  a  1
    ottava (come nel caso del suono),  l'intera gamma fino a oggi studiata
    dello spettro elettromagnetico comprende  quasi  60  ottave;  la  luce
    visibile occupa soltanto 1 ottava, vicino al centro dello spettro.
    Questo  ampliamento  dello  spettro ci ha permesso,  naturalmente,  di
    avere una visione più completa delle stelle.  Sappiamo,  per  esempio,
    che la luce solare è ricca di ultravioletti e di infrarossi. La nostra
    atmosfera blocca la maggior parte di queste radiazioni; ma nel 1931 fu
    scoperta, del tutto casualmente, una finestra radio che ci permette di
    affacciarci sull'universo.
    Karl   Jansky,   un   giovane   radioingegnere   dei   Bell  Telephone
    Laboratories, che stava studiando i disturbi di origine elettrostatica
    che accompagnano sempre la ricezione radio,  si imbatté in  un  rumore
    molto  debole  e  molto  costante,  che non poteva provenire da alcuna
    delle sorgenti note,  e finì per concludere che esso  era  causato  da
    radioonde che provenivano dallo spazio esterno.
    All'inizio  i  segnali  radio  provenienti dallo spazio sembravano più
    forti in direzione del sole; ma giorno dopo giorno la direzione in cui
    il segnale era più forte si andava allontanando dal sole,  descrivendo
    un arco nel cielo. Nel 1933 Jansky arrivò alla conclusione che le onde
    radio provenivano dalla Via Lattea, in particolare dalla direzione del
    Sagittario, che è quella del centro della galassia.
    Era nata così la "radioastronomia": gli astronomi non vi si dedicarono
    subito  a fondo a causa di alcuni seri inconvenienti: anziché immagini
    nitide,  essa forniva  ghirigori  di  difficile  interpretazione.  Più
    importante ancora, le onde radio erano troppo lunghe per consentire la
    risoluzione  di  una sorgente piccola come una stella.  I radiosegnali
    provenienti  dallo  spazio  avevano  lunghezze  d'onda  centinaia   di
    migliaia  e  perfino  milioni  di  volte maggiori di quelle della luce
    visibile: una normale radioricevente  poteva  dare,  al  massimo,  una
    generica  idea  della  loro  provenienza.  Un  radiotelescopio avrebbe
    dovuto avere un paraboloide ricevente grande un milione di  volte  più
    dello specchio di un telescopio ottico, se si voleva avere un'immagine
    nitida del cielo.  Un radiotelescopio equivalente al telescopio da 200
    pollici avrebbe dovuto avere un diametro  di  5000  chilometri  e  una
    superficie  doppia  di  quella degli Stati Uniti - cosa manifestamente
    impossibile.
    Queste difficoltà misero in ombra l'importanza della  nuova  scoperta;
    ma  un giovane radioamatore,  Grote Reber,  andò avanti nella ricerca,
    senza nessun'altra ragione tranne la  personale  curiosità.  Nel  1937
    spese  tempo  e  danaro  per  costruire  nel  suo  cortile  un piccolo
    radiotelescopio,  con una antenna parabolica del diametro di  circa  9
    metri,  per  ricevere  e concentrare le radioonde.  A partire dal 1938
    scoprì parecchie sorgenti di radioonde oltre a quella del Sagittario -
    una  nella  costellazione  del  Cigno,  per  esempio,  e  un'altra  in
    Cassiopea.  (In  un  primo tempo queste sorgenti di radiazione vennero
    chiamate "radiostelle",  che fossero o meno effettivamente stelle,  ma
    oggi vengono solitamente chiamate "radiosorgenti".)
    Durante  la  seconda  guerra  mondiale gli scienziati inglesi,  mentre
    mettevano a  punto  il  radar,  scoprirono  che  il  sole  interferiva
    emettendo  segnali nella regione delle microonde.  Ciò suscitò il loro
    interesse per la radioastronomia; dopo la guerra gli inglesi portarono
    avanti lo studio delle radioonde solari. Nel 1950 scoprirono che molti
    dei radiosegnali emessi dal sole erano associati alle macchie  solari.
    (Jansky  aveva  condotto  i suoi esperimenti in un periodo di attività
    minima delle macchie, ed è questa la ragione per cui aveva scoperto la
    radiazione galattica, anziché quella solare.)
    Cosa ancora più importante,  poiché la tecnologia del radar faceva uso
    delle  stesse lunghezze d'onda della radioastronomia,  alla fine della
    seconda guerra mondiale gli astronomi potevano  contare  su  un  ampio
    repertorio di strumenti capaci di operare con le microonde,  che prima
    della guerra non esistevano,  e che vennero rapidamente  perfezionati.
    L'interesse per la radioastronomia, così, fece un balzo in avanti.
    Gli  inglesi  furono i primi a costruire grandi antenne per migliorare
    la ricezione e localizzare con grande precisione  le  radiostelle.  Il
    paraboloide  da  75 metri di Jodrell Bank,  in Inghilterra,  costruito
    sotto  la  supervisione  di  Sir   Bernard   Lovell,   fu   il   primo
    radiotelescopio veramente grande.
    Si  trovarono  dei  sistemi  per  migliorare  la  ricezione.  Non  era
    necessario costruire dei telescopi  di  grandezza  irrealizzabile  per
    ottenere un'alta risoluzione.  Si potevano invece costruire in un dato
    luogo un radiotelescopio di dimensioni normali,  e un altro  a  grande
    distanza  dal  primo.  Se  si  sincronizzano  i due strumenti mediante
    sofisticati orologi atomici,  e li si fanno muovere all'unisono con un
    sistema  computerizzato,  si  ottengono dalla coppia di radiotelescopi
    dei  risultati  simili  a  quelli  prodotti   da   un   unico   grande
    radiotelescopio  di  dimensioni  pari  alla distanza che li separa.  I
    radiotelescopi collegati in tale modo vengono chiamati  a  "grande  (o
    grandissima)  base".  Furono  gli  astronomi australiani i pionieri in
    questo progresso: essi infatti disponevano  di  grandi  estensioni  di
    territorio  relativamente  disabitato;  oggi  esistono  radiotelescopi
    sincronizzati che cooperano dalla California  all'Australia,  con  una
    base di più di diecimila chilometri.
    Dunque non è più vero che i radiotelescopi producano immagini sfocate,
    molto  inferiori  a  quelle  nitide prodotte dai telescopi ottici;  al
    contrario,  essi possono fornire maggiori dettagli di  questi  ultimi.
    Certo,  gli strumenti odierni della radioastronomia hanno raggiunto il
    massimo ottenibile stando sulla superficie terrestre, ma gli astronomi
    già sognano radiotelescopi nello spazio,  collegati  tra  loro  e  con
    quelli  situati  sulla  terra,  che  forniscano  basi  di  gran  lunga
    maggiori.
    Tuttavia,  i radiotelescopi hanno permesso di fare importanti scoperte
    anche  prima  di venir perfezionati fino al livello attuale.  Nel 1947
    l'astronomo australiano John C.  Bolton riuscì a localizzare la  terza
    radiosorgente del cielo in ordine di intensità,  che risultò altro non
    essere che la nebulosa granchio. Delle radiosorgenti rivelate qua e là
    nel cielo,  questa fu la prima che poté essere  identificata  con  uno
    specifico  oggetto  visibile.  Non  sembrava  probabile che una stella
    desse origine a una radiazione tanto intensa, a differenza delle altre
    stelle;  era molto più probabile che la sorgente fosse la nube di  gas
    in espansione della nebulosa.
    Questa  scoperta avvalorò altri dati che indicavano che i radiosegnali
    cosmici  provenivano  primariamente  da  gas  turbolenti.  E'  il  gas
    turbolento   dell'atmosfera  esterna  del  sole  a  dar  origine  alle
    radioonde,  per cui quello che vien chiamato  radiosole  è  molto  più
    ampio  del  sole  visibile.  In  seguito si è trovato che anche Giove,
    Saturno e Venere, ciascuno dei quali possiede un'atmosfera turbolenta,
    sono radioemittenti.
    Jansky,  che aveva dato inizio a tutta  la  vicenda,  restò  pressoché
    ignorato  durante  la  sua  vita  e  morì nel 1950 all'età di 44 anni,
    proprio nel momento in cui la radioastronomia stava decollando. Gli fu
    tributato  un   riconoscimento   postumo:   oggi   l'intensità   della
    radioemissione viene misurata in "jansky".

    Al di là della nostra galassia.

    La  radioastronomia  si  avventurò nello studio dello spazio profondo.
    All'interno della nostra galassia,  vi è una forte  radiosorgente  (la
    più  forte  esistente esternamente al sistema solare),  chiamata Cas A
    perché situata in Cassiopea. Walter Baade e Rudolph Minkowski, a Monte
    Palomar,  diressero il telescopio da 200 pollici sul punto in cui  era
    stata localizzata la sorgente dai radiotelescopi inglesi,  e trovarono
    dei filamenti di gas turbolento. E' possibile che si tratti di residui
    della  supernova  del  1572,  osservata  da  Tycho  Brahe  appunto  in
    Cassiopea.
    Una scoperta a distanze ancora maggiori fu fatta nel 1951.  La seconda
    radiosorgente per intensità si trova nella  costellazione  del  Cigno.
    Reber ne aveva riferito per primo,  nel 1944.  Quando,  in seguito,  i
    radiotelescopi ne migliorarono la localizzazione, divenne evidente che
    questa radiosorgente era esterna alla nostra galassia:  fu  questa  la
    prima  localizzazione  al  di fuori della Via Lattea.  Poi,  nel 1951,
    Baade,  studiando quella stessa porzione di cielo con il telescopio da
    200 pollici,  trovò al centro del campo una strana galassia, che aveva
    due centri e appariva deformata.  Baade  sospettò  immediatamente  che
    questo strano oggetto non fosse una sola galassia,  ma due,  accostate
    come una coppia di piatti nel momento in cui vengono fatti suonare,  e
    che  in  realtà  si  trattasse  di  due  galassie  in collisione - una
    possibilità che già egli aveva discusso con  altri  astronomi.  Sembrò
    che ulteriori prove confermassero la sua intuizione,  e,  per un certo
    tempo,  si accettò come un fatto assodato l'esistenza di  galassie  in
    collisione.  Dato  che  quasi tutte le galassie fanno parte di ammassi
    abbastanza densi,  in cui si muovono come  api  in  uno  sciame,  tali
    collisioni non apparivano tanto improbabili.
    Si  arrivò alla conclusione che la radiosorgente nel Cigno fosse a 260
    milioni di anni luce di distanza;  tuttavia,  i radiosegnali erano più
    forti  di  quelli della nebulosa granchio,  che si trova relativamente
    vicina a noi.  Questa fu la prima  indicazione  che  i  radiotelescopi
    potevano  spingersi  a  distanze  maggiori  di  quelle  raggiunte  dai
    telescopi ottici;  perfino il radiotelescopio da 75 metri  di  Jodrell
    Bank,  molto piccolo in confronto a quelli odierni, poteva superare il
    telescopio ottico da 200 pollici.
    Eppure,  via via che il  numero  delle  radiosorgenti  scoperte  nelle
    galassie  lontane cresceva,  superando il centinaio,  gli astronomi si
    sentivano sempre più a  disagio.  Di  sicuro  non  era  possibile  che
    fossero  tutte  dovute a galassie in collisione: sarebbe stata davvero
    una cosa troppo improbabile.
    Anzi, la stessa idea delle collisioni galattiche cominciò a vacillare.
    L'astrofisico sovietico Victor Amazaspovic'  Ambartsumian  avanzò  nel
    1955 delle argomentazioni teoriche che facevano supporre che,  anziché
    collidere, le radiogalassie stessero esplodendo.
    Questa possibilità venne ulteriormente rafforzata dalla scoperta,  nel
    1963,  che  la  galassia M 82,  nella costellazione dell'Orsa Maggiore
    (una forte radiosorgente,  lontana circa 10 milioni di anni  luce),  è
    una di queste "galassie in corso di esplosione".
    Dall'analisi  di  M  82  con  il  telescopio Hale da 200 pollici a una
    particolare lunghezza d'onda,  risultarono ingenti getti  di  materia,
    che raggiungevano una lunghezza di 1000 anni luce emergendo dal nucleo
    della  galassia.  A  giudicare  dalla  quantità di materia che esplode
    verso l'esterno, dalla distanza fino a cui è stata scagliata,  e dalla
    velocità  con  cui  si  sposta,  sembra probabile che l'esplosione sia
    avvenuta circa 1milione 500 mila anni orsono.
    Oggi si pensa che i nuclei delle galassie siano in generale attivi,  e
    che  in  essi  si verifichino eventi caratterizzati da turbolenza e da
    estrema violenza;  l'universo  sarebbe  dunque  un  luogo  assai  meno
    tranquillo   di   quanto   non  pensassimo  prima  dell'avvento  della
    radioastronomia. L'apparente serenità assoluta dei cieli contemplati a
    occhio nudo altro non è che la conseguenza  dei  limiti  della  nostra
    vista  (che  riesce  a  scorgere  solo  le  stelle dei nostri pacifici
    dintorni), e che abbraccia un tempo molto limitato.
    Perfino al centro della nostra stessa galassia vi è  una  piccolissima
    regione,  del  diametro  al  massimo  di qualche anno luce,  che è una
    radiosorgente intensamente attiva.
    Va però aggiunto  che  il  fatto  che  esistano  galassie  che  stanno
    esplodendo, e che sia cosa comune - anzi forse universale - l'attività
    dei  nuclei  galattici,  non  deve  necessariamente screditare in modo
    definitivo il concetto di collisione tra  galassie.  Sembra  probabile
    che  in ogni ammasso di galassie quelle più grandi crescano a spese di
    quelle più piccole; spesso ve ne è una considerevolmente più grande di
    tutte le altre dell'ammasso.  Alcuni indizi fanno pensare  che  questa
    abbia  raggiunto  le  sue  dimensioni  in  seguito alle collisioni con
    galassie più piccole, che avrebbe assorbito.  E' stata fotografata una
    grande  galassia che mostra segni di parecchi nuclei distinti,  di cui
    solo uno appare suo,  mentre gli altri  facevano  parte  un  tempo  di
    galassie  indipendenti.  E'  così  che  si  è  cominciato a parlare di
    "galassie cannibali".

    I NUOVI OGGETTI.
    Negli anni sessanta gli astronomi avrebbero potuto facilmente  credere
    che  ormai  vi  fossero poche sorprese in serbo tra gli oggetti fisici
    dei cieli. Certo, potevano venire nuove teorie e nuove concezioni,  ma
    sicuramente  non  c'era  da  aspettarsi di scoprire nuove sorprendenti
    varietà di stelle,  di galassie,  o di qualsiasi altra cosa,  dopo tre
    secoli di osservazione effettuata con strumenti sempre più raffinati.
    Agli  astronomi che nutrivano questa opinione erano riservati tremendi
    shock - il primo dei quali fu il risultato  di  un'indagine  su  certe
    radiosorgenti che apparivano insolite, ma non sorprendenti.

    Le quasar.

    Le  radiosorgenti  studiate per prime nello spazio profondo sembravano
    essere connesse alla presenza di estesi corpi di  gas  turbolenti:  la
    nebulosa granchio, le galassie distanti e così via. Tuttavia, vi erano
    alcune  radiosorgenti  che  apparivano  singolarmente piccole.  Con il
    perfezionamento  dei  radiotelescopi  e  con  il  miglioramento  della
    conoscenza  delle  radiosorgenti,  cominciò  ad apparire possibile che
    l'emissione delle radioonde fosse dovuta a singole stelle.
    Tra queste radiosorgenti compatte vi  erano  quelle  note  come  3C48,
    3C147,  3C196,  3C273  e  3C286.  La  sigla  3C  si riferisce al Terzo
    catalogo di  radiosorgenti  di  Cambridge;  si  tratta  di  un  elenco
    compilato dall'astronomo inglese Martin Ryle e dai suoi collaboratori;
    i  numeri  che  seguono  indicano  la  posizione  della  sorgente  nel
    catalogo.
    Nel 1960 l'astronomo americano Allen Sandage passò al  vaglio  con  il
    telescopio da 200 pollici le zone che contenevano queste radiosorgenti
    compatte,  e  in  tutti  i  casi esaminati sembrò che una stella fosse
    effettivamente all'origine del fenomeno.  La prima di queste stelle  a
    essere scoperta fu quella associata a 3C48;  nel caso di 3C273, il più
    luminoso  degli  oggetti,  la  posizione  esatta  fu  individuata,  in
    Australia,  da  Cyril  Hazard  che registrò l'interruzione del segnale
    radio al momento dell'occultamento da parte della luna.
    Le stelle interessate comparivano già in mappe fotografiche  anteriori
    del  cielo;  si  era  sempre pensato che fossero semplicemente oggetti
    poco  luminosi  della  nostra  galassia.   Ma  ora  la  loro  insolita
    radioemissione stimolò nuove e accurate fotografie, che mostrarono che
    c'era  dell'altro.  Deboli  nebulosità risultarono associate ad alcuni
    degli oggetti;  inoltre sembrava  che  un  piccolo  getto  di  materia
    uscisse  da  3C273.  In  realtà  erano due le radiosorgenti connesse a
    3C273: una era localizzata nella stella,  l'altra nel getto.  Un altro
    punto   interessante   emerso   da  questa  indagine  approfondita  fu
    l'insolita abbondanza di luce ultravioletta emessa da queste stelle.
    Si cominciò allora a sospettare che le radiosorgenti compatte,  benché
    simili  a  stelle,  potessero  malgrado  tutto non essere delle stelle
    comuni.  Alla  fine,  si  arrivò  a  chiamarle  "radiosorgenti  quasi-
    stellari"; ma poiché questa macchinosa espressione veniva usata sempre
    più spesso dagli astronomi, nel 1964 venne abbreviata dal fisico sino-
    americano Hong Yee Chiu in "quasar", parola che si è ormai stabilmente
    insediata nel vocabolario dell'astronomia.
    Era evidente che le quasar erano oggetti piuttosto interessanti, degni
    di  essere  studiati  con  l'intera gamma delle tecniche astronomiche,
    compresa la spettroscopia.  Astronomi come  Allen  Sandage,  Jesse  L.
    Greenstein  e  Maarten  Schmidt lavorarono duramente per ottenerne gli
    spettri.  Quando la cosa fu ultimata,  nel 1960,  si trovarono in mano
    delle strane righe che non sapevano identificare,  e che,  oltretutto,
    differivano da una quasar all'altra.
    Nel 1963 Schmidt ritornò allo spettro di 3C273,  che era il più chiaro
    di   tutti,   essendo   3C273   il  più  luminoso  di  questi  oggetti
    sconcertanti.  Vi erano presenti sei righe,  quattro delle quali erano
    distanziate   in   modo   tale   da   ricordare  una  serie  spettrale
    dell'idrogeno; se non che non avrebbe dovuto esserci nessuna serie del
    genere nella posizione in cui si trovavano. Ma non poteva darsi che le
    righe dovessero essere  collocate  altrove,  ma  avessero  subito  uno
    spostamento  verso  il  rosso?  In  tal  caso,  doveva trattarsi di un
    notevole spostamento,  tale da indicare che la recessione  avveniva  a
    una  velocità superiore a 40 mila chilometri al secondo.  Questo fatto
    sembrava incredibile;  eppure,  se si ammetteva un simile spostamento,
    diventava  possibile  identificare  anche  le  altre  due  righe:  una
    rappresentava l'ossigeno  due  volte  ionizzato,  cioè  privo  di  due
    elettroni, l'altra il magnesio privo di due elettroni.
    Schmidt e Greenstein studiarono allora gli spettri delle altre quasar,
    e anche in questo caso riuscirono a identificarne le righe, supponendo
    che ci fosse stato un fortissimo spostamento verso il rosso.
    Questi   enormi   spostamenti   avrebbero   potuto  avere  come  causa
    l'espansione generale dell'universo;  ma applicando la legge di Hubble
    per correlare lo spostamento verso il rosso con la distanza,  si trovò
    che le quasar non potevano assolutamente essere stelle  normali  della
    nostra  galassia;  dovevano  essere  tra  gli  oggetti più lontani che
    conosciamo - distanti miliardi di anni luce.
    Verso la fine degli anni sessanta una ricerca intensiva aveva  portato
    alla scoperta di 150 quasar. Di circa 110 di esse vennero studiati gli
    spettri,  ognuno dei quali mostrò un grande spostamento verso il rosso
    - in effetti superiore a quello di 3C273.  Per un paio di esse è stata
    stimata una distanza di 9 miliardi di anni luce.
    Se  le  quasar sono davvero tanto lontane quanto appaiono in base allo
    spostamento verso il rosso,  gli astronomi si  trovano  di  fronte  ad
    alcuni  problemi  decisamente  difficili  e  inquietanti.   Tanto  per
    cominciare,  queste quasar devono essere  straordinariamente  luminose
    per  apparire  come appaiono a una così grande distanza;  addirittura,
    dovrebbero avere una luminosità da 30 a 100 volte quella di  un'intera
    galassia ordinaria.
    Ma,  se  ciò  è  vero,  e  se  le  quasar hanno forma e aspetto di una
    galassia,  dovrebbero contenere un numero di stelle  anche  100  volte
    superiore  a  quello  di  una  galassia  ordinaria,  e  avere ciascuna
    dimensione da 5 a 6 volte maggiore.  Quindi,  anche  a  quelle  enormi
    distanze  dovrebbero  nettamente  apparire  nei  grandi telescopi come
    macchie ovali di luce,  cosa che non accade;  esse infatti restano dei
    punti  luminosi  simili  a  stelle anche nel più grande dei telescopi;
    quindi,  nonostante la loro eccezionale luminosità,  potrebbero essere
    assai più piccole delle galassie ordinarie.
    Un  ulteriore  fenomeno rafforzò l'idea che le loro dimensioni fossero
    ridotte: fin dal 1963 si  era  scoperto  che  l'energia  emessa  dalle
    quasar  era variabile,  tanto nella regione della luce visibile quanto
    nella regione delle radioonde.  Nel giro di pochi anni si erano potuti
    registrare   aumenti   o   diminuzioni   che  arrivavano  fino  a  tre
    magnitudini.
    Per presentare variazioni cosi grandi della radiazione in  tempi  così
    brevi,  un  corpo  deve essere piccolo.  Modeste variazioni potrebbero
    avere come causa un aumento o  una  diminuzione  della  luminosità  di
    regioni  ristrette del corpo,  ma grandi variazioni devono interessare
    il corpo nella sua totalità.  Ma allora  ci  dovrebbe  essere  qualche
    azione  che  si  propaga  attraverso tutto il corpo durante il periodo
    della variazione;  nessuna azione  fisica,  però,  può  viaggiare  più
    velocemente  della luce;  pertanto,  se una quasar presenta variazioni
    rilevanti nell'arco di qualche anno, non potrà avere un diametro molto
    superiore a un anno luce. In effetti,  certi calcoli fanno pensare che
    il  diametro  delle  quasar possa essere di solo un mese luce,  pari a
    circa 800 miliardi di chilometri.
    Corpi tanto piccoli e insieme tanto luminosi devono consumare la  loro
    energia  a un ritmo talmente elevato che le riserve non possono durare
    a lungo (a meno che non vi sia una sorgente  di  energia  di  cui  non
    sospettiamo  neppure  l'esistenza,  cosa  non  del tutto impossibile).
    Secondo alcuni calcoli,  una  quasar  può  andare  avanti  a  liberare
    energia  a  questi  ritmi  impressionanti  solo per qualche milione di
    anni.  Se questo è vero,  le quasar che vediamo oggi lo sono diventate
    solo  poco  tempo  fa  (poco  tempo  su  scala cosmologica),  e devono
    esistere degli oggetti che un tempo erano quasar ma oggi non  lo  sono
    più.
    Sandage,  nel  1965,  annunciò  la  scoperta di oggetti che potrebbero
    effettivamente essere vecchie quasar. Essi sembravano ordinarie stelle
    azzurrognole,  ma presentavano un grande spostamento verso  il  rosso,
    proprio come le quasar.  Erano altrettanto lontani, luminosi e piccoli
    delle quasar,  ma risultavano  privi  di  radioemissione.  Sandage  li
    chiamò  "oggetti  stellari  blu",  denominazione  che viene abbreviata
    nella sigla B.S.O.
    Sembra che i B.S.O. siano più numerosi delle quasar; secondo una stima
    del 1967,  il  numero  totale  dei  B.S.O.  alla  portata  dei  nostri
    telescopi  sarebbe di 100 mila.  Vi sono molti più B.S.O.  che quasar,
    perché un corpo rimane molto più a lungo sotto  forma  di  B.S.O.  che
    sotto forma di quasar.
    La  convinzione  che  le  quasar  siano  oggetti  molto distanti non è
    condivisa da tutti gli astronomi.  Vi è la possibilità che gli  enormi
    spostamenti   verso  il  rosso  delle  quasar  non  siano  di  origine
    "cosmologica",  cioè che non  siano  una  conseguenza  dell'espansione
    generale  dell'universo;  e  che le quasar siano,  piuttosto,  oggetti
    relativamente vicini che stanno allontanandosi a  grande  velocità  da
    noi  per qualche causa locale - per esempio,  per essere stati espulsi
    con una velocità elevatissima da un nucleo galattico.
    Il più convinto sostenitore di questa teoria è  l'astronomo  americano
    Halton  C.  Arp,  che  ha  discusso alcuni casi di quasar che sembrano
    fisicamente  connesse  con  galassie  vicine.   Poiché  queste  ultime
    presentano  uno spostamento verso il rosso relativamente limitato,  il
    fatto che le quasar ne presentino uno  tanto  maggiore  (pur  essendo,
    secondo  questa ipotesi,  alla stessa distanza delle galassie) non può
    imputarsi a cause cosmologiche.
    Un altro enigma è sorto verso la fine degli anni settanta, quando si è
    scoperto che le radiosorgenti all'interno delle  quasar  (che  oggi  è
    possibile localizzare singolarmente grazie ai moderni radiotelescopi a
    grande  base)  sembrano  separarsi  a  velocità  che  sono varie volte
    maggiori di quella della luce.  Superare la velocità della luce è cosa
    impossibile  secondo  le  teorie  fisiche  attuali;  ma  una  siffatta
    «velocità superluminale» esisterebbe solo se le  quasar  sono  davvero
    così  lontane  come si pensa.  Se invece sono più vicine,  la velocità
    apparente  di  separazione  corrisponderebbe  a   velocità   effettive
    inferiori a quelle della luce.
    Tuttavia,  l'idea  che  le  quasar  siano relativamente vicine (il che
    significherebbe anche che sono meno luminose e quindi  producono  meno
    energia,  e risolverebbe uno dei tanti problemi che le riguardano) non
    ha persuaso la maggior  parte  degli  astronomi.  La  convinzione  più
    diffusa  è  che  i dati in favore del fatto che le quasar si trovino a
    distanze cosmologiche sono schiaccianti,  mentre i dati presentati  da
    Arp   per  sostenere  l'esistenza  di  connessioni  fisiche  non  sono
    abbastanza convincenti;  quanto alle velocità apparentemente superiori
    a  quella  della luce,  sarebbero l'effetto di un'illusione ottica (di
    cui sono già state proposte varie spiegazioni plausibili).
    Ma se le quasar sono davvero tanto lontane quanto fa credere  il  loro
    "red  shift",  se  sono  davvero  tanto piccole eppure così luminose e
    ricche di energia,  come  si  deve  ammettere  se  si  accettano  tali
    distanze, cosa sono mai?
    La  risposta  più  probabile  ci  riporta al 1943,  quando l'astronomo
    americano Carl Seyfert osservò una  strana  galassia,  con  un  nucleo
    molto  luminoso e molto piccolo.  Altre galassie di questo genere sono
    state osservate in seguito;  oggi le galassie di questo gruppo vengono
    chiamate  "galassie  di Seyfert".  Alla fine degli anni sessanta se ne
    conosceva solo una dozzina,  ma vi è ragione di sospettare  che  circa
    l'1 per cento di tutte le galassie possa essere del tipo Seyfert.
    Potrebbe darsi che le galassie di Seyfert siano qualcosa a metà strada
    tra  le  galassie  ordinarie  e  le  quasar?  I  loro  nuclei luminosi
    presentano modeste variazioni di luminosità  che  potrebbero  indicare
    che  essi  sono  quasi  altrettanto  piccoli  come  le  quasar;  se la
    luminosità di tali nuclei aumentasse ulteriormente, e quella del resto
    della galassia diminuisse, la galassia diventerebbe indistinguibile da
    una quasar;  anzi una delle galassie di Seyfert,  3C120,  è  veramente
    molto simile a una quasar.
    Le  galassie di Seyfert presentano limitati spostamenti verso il rosso
    e non si trovano a  enormi  distanze.  Forse  allora  le  quasar  sono
    galassie  di  Seyfert che si trovano a grandissima distanza - al punto
    che noi riusciamo a scorgerne soltanto il piccolo nucleo luminoso e ad
    avvistare solo le più grandi tra esse,  che ci fanno così pensare  che
    le  quasar siano eccezionalmente luminose,  mentre dovremmo sospettare
    che siano galassie di Seyfert molto grandi,  che  riusciamo  a  vedere
    nonostante la loro distanza.
    In  effetti,  fotografie  recenti  hanno  mostrato segni di nebulosità
    intorno alle quasar,  il che sembrerebbe indicare la presenza  di  una
    galassia  oscura  che  circonda  un  centro  piccolo,  attivo  e molto
    luminoso.   Presumibilmente,   allora,    le   regioni   più   lontane
    dell'universo,  al di là di un miliardo di anni luce, sono popolate di
    galassie, proprio come le regioni più vicine.  Nella maggior parte dei
    casi  tali  galassie,  però,  sono  di gran lunga troppo fioche perché
    riusciamo ad avvistarle otticamente,  così che vediamo solo il  centro
    luminoso di quelle tra loro che sono più grandi e più attive.

    Le stelle di neutroni.

    Se  le  onde  radio  hanno portato alla scoperta delle quasar,  questi
    strani e sconcertanti  oggetti  astronomici,  la  ricerca  all'estremo
    opposto  dello  spettro  ha  suggerito  l'esistenza  di  altri oggetti
    altrettanto singolari.
    Nel 1958 l'astrofisico americano Herbert Friedman scoprì che  il  sole
    produce  una  notevole  quantità  di  raggi.  Essi  non possono essere
    rivelati  dalla  superficie  della  terra,  perché  vengono  assorbiti
    dall'atmosfera;  ma  razzi  lanciati  oltre  l'atmosfera  e  muniti di
    strumenti adatti possono facilmente rivelarne la presenza.
    Per qualche tempo rimase un enigma quale fosse la sorgente dei raggi X
    solari.  La temperatura della superficie del sole non  supera  i  6000
    gradi  C  -  abbastanza  elevata  per far evaporare qualsiasi forma di
    materia,  ma non abbastanza per produrre raggi X.  La sorgente  doveva
    trovarsi  nella  corona  solare,  un tenue alone di gas che si estende
    attorno al sole in tutte le direzioni per milioni di  chilometri.  Pur
    emettendo  almeno  la  metà  della luce della luna piena,  la corona è
    completamente mascherata dalla luce del sole,  e risulta visibile solo
    durante  le  eclissi,   almeno  in  circostanze  ordinarie.  Nel  1930
    l'astronomo  francese  Bernard  Ferdinand  Lyot  aveva  inventato   un
    telescopio  che,  ad  alte quote e in giornate limpide,  permetteva di
    osservare la corona interna anche se non vi era eclissi in corso.
    Si era pensato che la corona fosse la sorgente dei  raggi  X,  perché,
    anche   prima  delle  osservazioni  condotte  mediante  i  razzi,   si
    sospettava che la sua temperatura fosse  particolarmente  elevata.  Lo
    studio  dello spettro della corona (durante le eclissi) aveva mostrato
    delle righe che non  potevano  esser  poste  in  relazione  con  alcun
    elemento noto. Si ipotizzò l'esistenza di un nuovo elemento, che venne
    chiamato "coronio". Nel 1941, però, si scoprì che le righe del coronio
    possono  esser  prodotte  da  atomi  di  ferro che abbiano perso molte
    particelle subatomiche, cosa che però richiede temperature sul milione
    di gradi, certamente sufficienti quindi per produrre raggi X.
    Quando si verifica nella corona un brillamento, l'emissione di raggi X
    aumenta  di  colpo,   raggiungendo  un'intensità   che   implica   una
    temperatura della corona,  al di sopra del brillamento, di 100 milioni
    di gradi.  La ragione per cui i gas rarefatti della corona raggiungono
    temperature  così  elevate è tuttora oggetto di dibattito.  (In questo
    caso  è  indispensabile  distinguere  tra  temperatura  e  calore;  la
    temperatura costituisce una misura dell'energia cinetica degli atomi o
    delle particelle del gas,  ma,  dato il loro basso numero, la quantità
    di calore per unità di volume è modesta. I raggi X sono prodotti dalle
    collisioni tra queste particelle con energie estremamente elevate.)
    I raggi X provengono anche da sorgenti situate al di fuori del sistema
    solare.  Nel 1963 Bruno  Rossi  e  altri  astronomi  lanciarono  degli
    strumenti  a  bordo di razzi,  allo scopo di appurare se la superficie
    lunare rifletteva i  raggi  X  emessi  dal  sole.  Da  questa  ricerca
    risultò,   invece,   un'altra   cosa:  la  scoperta  di  due  sorgenti
    particolarmente intense di raggi X in altre parti del  cielo.  La  più
    debole  delle  due  (Tau X-1,  perché si trova nella costellazione del
    Toro) venne ben presto posta in relazione con  la  nebulosa  granchio.
    Nel  1966  si  scoprì  che  quella  più forte,  Sco X-1 (situata nella
    costellazione dello Scorpione),  era associata a un oggetto ottico che
    sembrava  essere  il  residuo  di una nova (analogamente alla nebulosa
    granchio).  In seguito sono  state  scoperte  nel  cielo  molte  altre
    sorgenti di raggi X).
    Per  emettere  gli  energetici  raggi  X  con un'intensità sufficiente
    perché essi siano osservabili a distanze interstellari,  una  sorgente
    deve   avere   temperatura   estremamente   elevata  e  grande  massa.
    L'intensità dei raggi X emessi dalla corona solare non  sarebbe  certo
    sufficiente.  Per  soddisfare  i  requisiti della grande massa e della
    temperatura elevatissima,  si pensò a qualcosa di più denso ed estremo
    perfino di una nana bianca. Già nel 1934, Zwicky aveva avanzato l'idea
    che le particelle subatomi che di una nana bianca potessero,  in certe
    condizioni,  combinarsi dando  luogo  a  particelle  prive  di  carica
    chiamate "neutroni",  che in seguito avrebbero potuto essere costrette
    ad avvicinarsi fino a entrare  in  contatto  reciproco.  Il  risultato
    sarebbe stato una sfera del diametro di non più di 15 chilometri,  che
    però avrebbe conservato tutta la  massa  della  stella.  Nel  1939  le
    proprietà di una siffatta "stella di neutroni" furono studiate a fondo
    dal  fisico  americano  J.  Robert Oppenheimer;  un oggetto del genere
    raggiungerebbe una temperatura superficiale così elevata, almeno negli
    stadi iniziali successivi alla sua formazione,  da emettere raggi X  a
    profusione.
    La  ricerca  di  Friedman  di  qualche prova diretta dell'esistenza di
    queste stelle di neutroni si concentrò sulla  nebulosa  granchio,  con
    l'idea  che  la tremenda esplosione che l'aveva originata potesse aver
    lasciato come residuo non semplicemente una nana bianca densa,  ma una
    stella  di  neutroni  superdensa;  nel  luglio  del 1964 la luna passò
    davanti alla nebulosa granchio e venne lanciato un razzo al  di  fuori
    dell'atmosfera  per  registrare  l'emissione  di  raggi  X.   Se  tale
    emissione proveniva  da  una  stella  di  neutroni,  doveva  risultare
    completamente e bruscamente interrotta al passaggio della luna davanti
    al  piccolo  oggetto.  Se  invece  l'emissione  dei  raggi X proveniva
    genericamente  da  tutta  la  nebulosa  granchio,   doveva   diminuire
    gradualmente via via che la luna eclissava la nebulosa.  Fu la seconda
    ipotesi  a  rivelarsi  giusta,   e  la   nebulosa   granchio   apparve
    semplicemente una corona più grande e molto più intensa.
    Per un momento la possibilità che potessero davvero esistere ed essere
    avvistate  delle stelle di neutroni sembrò svanire;  ma,  nello stesso
    anno in cui il test della nebulosa granchio aveva dato esito negativo,
    venne fatta una scoperta in un'altra direzione.  Le radioonde di certe
    sorgenti   sembravano  indicare  una  fluttuazione  d'intensità  molto
    rapida. Era come se qua e là vi fossero degli «scintillii» radio.
    Gli  astronomi  idearono  rapidamente  degli   strumenti   capaci   di
    intercettare  impulsi  di  onde  radio  molto brevi,  pensando che ciò
    avrebbe consentito  uno  studio  più  approfondito  di  queste  rapide
    variazioni.  Uno  degli astronomi che ricorse a un radiotelescopio del
    genere fu Anthony Hewish dell'Osservatorio della Cambridge University;
    egli diresse l'installazione di  2048  apparecchi  riceventi  distinti
    distribuiti  su  un'area di poco più di un ettaro,  e,  nel luglio del
    1967, lo strumento entrò in funzione.
    Di lì a un mese un giovane laureato inglese, Jocelyn Bell,  mentre era
    ai comandi, rivelò impulsi di radioonde provenienti da una posizione a
    mezza  strada  tra  Vega  e  Altair.  Non erano difficili da captare e
    avrebbero potuto essere scoperti  anni  prima,  se  gli  astronomi  si
    fossero aspettati di trovare questi brevi impulsi e avessero ideato le
    apparecchiature    adatte    per   rivelarli.    Gli   impulsi   erano
    sorprendentemente  brevi,  della  durata  di  solo  un  trentesimo  di
    secondo.  Ancora  più strano era il fatto che essi si susseguivano con
    straordinaria regolarità a intervalli di 1,33 secondi.  Gli intervalli
    erano così regolari,  anzi,  che fu possibile calcolare il periodo con
    un'approssimazione di un  centomilionesimo  di  secondo,  arrivando  a
    stabilire che era di 1,33730109 secondi.
    Naturalmente non vi era modo di sapere,  almeno in un primo tempo, che
    cosa significassero questi impulsi.  Hewish riusci solo ad  associarli
    all'idea di una "stella pulsante",  che a ogni pulsazione emettesse un
    impulso di energia. Questa denominazione venne quasi subito abbreviata
    in quella di "pulsar",  e così  da  allora  viene  chiamato  il  nuovo
    oggetto.
    Si  dovrebbe  però  parlarne al plurale,  perché Hewish si mise subito
    alla ricerca di altri oggetti simili.  Nel febbraio del  1968,  quando
    annunciò  la  sua scoperta,  ne aveva individuati quattro;  per questi
    risultati ricevette più tardi, nel 1974,  insieme ad altri,  il premio
    Nobel   per  la  fisica.   Altri  astronomi  si  misero  alla  ricerca
    affannosamente, e oggi si conoscono 400 pulsar. E' possibile che ve ne
    siano,  nella nostra galassia,  anche 100  mila,  alcune  delle  quali
    potrebbero distare solo 100 anni luce. (Non c'è ragione di pensare che
    non  ne  esistano  nelle  altre  galassie;  ma  a quelle distanze sono
    probabilmente troppo deboli per essere rivelate.)
    Tutte le  pulsar  sono  caratterizzate  da  un'estrema  regolarità  di
    pulsazione,  ma il valore del periodo varia dall'una all'altra. Una ha
    un periodo che raggiunge i 3,7 secondi.  Nel  novembre  del  1968  gli
    astronomi di Green Bank,  nella Virginia occidentale, scoprirono nella
    nebulosa granchio una pulsar che aveva un  periodo  di  soli  0,033089
    secondi, e pulsava pertanto 30 volte al secondo.
    Naturalmente  il  problema  era:  che  cosa  può produrre questi brevi
    lampi,  con una regolarità cosi fantastica?  Deve esserci  un  qualche
    corpo  astronomico  che  subisce  un mutamento estremamente regolare a
    intervalli tanto  rapidi  da  produrre  gli  impulsi.  Potrebbe  forse
    trattarsi  di un pianeta,  che gira intorno a una stella e che,  visto
    dalla terra,  a ogni rivoluzione viene occultato,  per poi  riapparire
    emettendo  un  potente impulso di radioonde?  Oppure di un pianeta che
    ruota su se stesso in modo tale che una  particolare  zona  della  sua
    superficie, che emetta grandi quantità di radioonde, punti a ogni giro
    in direzione della terra?
    In  entrambi  i  casi,  però,  occorrerebbe  che  il  moto del pianeta
    (intorno a una stella o sul proprio asse) avesse un periodo  di  pochi
    secondi  o addirittura di frazioni di secondo,  cosa impensabile.  Per
    produrre degli impulsi della  rapidità  di  quelli  delle  pulsar,  un
    oggetto  dovrebbe  avere  un  moto  di  rotazione o di rivoluzione con
    velocità enorme, e ciò richiederebbero dimensioni minime combinate con
    temperature  elevatissime,   oppure  con  campi  gravitazionali  molto
    intensi, o con entrambe le cose.
    Ciò  fece  pensare  immediatamente alle nane bianche,  ma neppure esse
    possono ruotare l'una intorno all'altra o sul proprio asse, o pulsare,
    con un periodo abbastanza breve da rendere ragione  del  comportamento
    delle  pulsar.  Le  nane  bianche  sono ancora troppo grandi e il loro
    campo gravitazionale troppo debole.
    Thomas Gold suggerì subito che responsabili del  fenomeno  fossero  le
    stelle di neutroni, facendo osservare che esse sono abbastanza piccole
    e dense per poter ruotare intorno al proprio asse in tempi inferiori a
    4 secondi.  Inoltre, era già stata avanzata in sede teorica l'idea che
    una stella di neutroni dovesse avere un campo magnetico  intensissimo,
    i  cui  poli  potrebbero anche non coincidere con quelli di rotazione.
    Gli elettroni sarebbero allora trattenuti dalla gravità  della  stella
    di  neutroni con tale forza da poter sfuggire solo dai poli magnetici;
    una volta espulsi verso l'esterno,  essi perderebbero  energia,  sotto
    forma  di  onde  radio.  Ci  sarebbe quindi un fascio continuo di onde
    radio emesse da due  punti  diametralmente  opposti  della  superficie
    della stella di neutroni.
    Se,  al ruotare della stella di neutroni,  uno di questi fasci di onde
    radio, o entrambi,  venissero diretti verso la terra,  noi riceveremmo
    un  breve impulso di onde radio,  una o due volte per rivoluzione.  Se
    così fosse,  noi potremmo scoprire solo quelle pulsar che,  per  caso,
    ruotano  in  modo  da puntare almeno uno dei loro poli magnetici nella
    nostra direzione.  Alcuni astronomi stimano che  solo  una  stella  di
    neutroni  su  100  potrebbe  soddisfare  tale condizione;  se esistono
    veramente 100 mila  stelle  di  neutroni  nella  galassia,  solo  1000
    potrebbero essere individuate dalla terra.
    Gold  proseguiva  osservando  che,  se la sua teoria era corretta,  la
    stella di neutroni avrebbe dovuto perdere energia dai poli  magnetici,
    e la sua velocità di rotazione sarebbe diminuita. Così, più il periodo
    di  una  pulsar  è  breve,  più  essa  è  giovane  e più rapidamente è
    destinata a perdere energia e quindi velocità.
    La pulsar più rapida conosciuta a quel tempo era quella della nebulosa
    granchio. Avrebbe benissimo potuto essere anche la più giovane, perché
    l'esplosione della supernova di cui la stella di neutroni  sarebbe  un
    residuo è avvenuta meno di mille anni orsono.
    Il periodo della pulsar della nebulosa granchio è stato studiato molto
    accuratamente,  e  si è trovato che la pulsar rallenta effettivamente,
    come  Gold  aveva  previsto.   Il  periodo  va  aumentando  di   36,48
    miliardesimi  di  secondo  al  giorno.  Lo stesso fenomeno fu scoperto
    anche in  altre  pulsar;  all'inizio  degli  anni  settanta  l'ipotesi
    dell'esistenza   delle   stelle   di  neutroni  era  ormai  ampiamente
    accettata.
    Qualche volta una  pulsar  presenta  un'improvvisa  anche  se  modesta
    diminuzione  del  proprio  periodo,  per  poi riprendere la tendenza a
    rallentare.  Alcuni astronomi sospettano che questo fatto sia dovuto a
    un  «terremoto  stellare»,  cioè  a un cambiamento della distribuzione
    della massa all'interno della stella di neutroni.  O  forse  la  causa
    potrebbe  essere  l'impatto  con un corpo di una certa grandezza,  che
    andrebbe ad aumentare il momento angolare della stella.
    Non v'era comunque ragione per cui  gli  elettroni  emergenti  da  una
    stella  di  neutroni  dovessero perdere la loro energia soltanto sotto
    forma di microonde;  avrebbero potuto benissimo produrre onde di tutto
    lo spettro, regione visibile compresa.
    Si   concentrò  allora  l'attenzione  sulle  porzioni  della  nebulosa
    granchio in cui potevano  esservi  dei  residui  visibili  dell'antica
    esplosione.  E infatti nel gennaio del 1969 si notò che la luce di una
    debole stella nella nebulosa si accendeva e si  spegneva  in  perfetta
    sincronia con gli impulsi di microonde.  La scoperta si sarebbe potuta
    verificare prima,  se gli astronomi avessero avuto  la  benché  minima
    idea  di dover andare alla ricerca di questo rapido alternarsi di luce
    e buio.  La pulsar della nebulosa granchio fu la prima  pulsar  ottica
    scoperta - la prima stella di neutroni visibile.
    La  pulsar della nebulosa granchio emetteva anche raggi X.  Circa il 5
    per cento di tutti i  raggi  X  provenienti  dalla  nebulosa  granchio
    veniva dalla minuscola stella che si accendeva e spegneva. In tal modo
    tornava  trionfalmente  alla  ribalta il nesso tra raggi X e stelle di
    neutroni, che nel 1964 sembrava esser stato smentito.
    Poteva sembrare che non dovessero più venire sorprese dalle stelle  di
    neutroni;  invece  nel  1982  gli astronomi del radiotelescopio da 300
    metri di Arecibo (Portorico) individuarono una pulsar che pulsava  642
    volte al secondo,  cioè venti volte più rapidamente della pulsar della
    nebulosa granchio.  Si tratta probabilmente di una pulsar più  piccola
    della  maggior  parte  delle  altre  - con un diametro di non più di 5
    chilometri;  la sua massa potrebbe essere due o tre volte  quella  del
    sole,   e   quindi   il  suo  campo  gravitazionale  deve  raggiungere
    un'intensità enorme.  Ma,  nonostante ciò,  una rotazione così  rapida
    dovrebbe  quasi  mandarla  in  pezzi.  Un  altro  enigma  è che la sua
    velocità di rotazione sta rallentando troppo poco,  rispetto a  quanto
    sarebbe  da  aspettarsi  in  considerazione  delle  enormi quantità di
    energia dissipate dalla stella.
    E' stata scoperta una seconda "pulsar veloce",  e gli  astronomi  sono
    molto impegnati a fare congetture sulle ragioni di simili fenomeni.

    I buchi neri.

    Ma  neppure  le  stelle  di neutroni costituiscono l'ultima frontiera.
    Oppenheimer, studiando nel 1939 le proprietà delle stelle di neutroni,
    aveva  previsto  anche  la  possibilità  che  una  stella   di   massa
    sufficientemente  grande  (più  di  3,2  volte  la  massa del sole) si
    contraesse fino a ridursi a un punto, o singolarità.
    Quando il collasso di una stella procede oltre lo stadio della  stella
    di  neutroni,  il suo campo gravitazionale acquista una tale intensità
    che la materia non può più assolutamente uscirne,  e neppure  la  luce
    riesce  a  sfuggirne.  Dato che qualsiasi cosa catturata da tale campo
    gravitazionale inconcepibilmente  intenso  vi  cadrebbe  dentro  senza
    possibilità   di   ritorno,   lo  si  può  concepire  come  un  «buco»
    infinitamente profondo nello spazio;  e poiché  neppure  la  luce  può
    sfuggirne,  è  stato  chiamato  "buco  nero" - espressione coniata dal
    fisico americano John Archibald Wheeler negli anni sessanta.
    Solo una stella su mille circa ha abbastanza massa  da  avere  qualche
    probabilità  di diventare un buco nero in seguito a collasso;  di tali
    stelle,  inoltre,  molte possono perdere  parte  della  propria  massa
    esplodendo  come supernovae,  e in tal modo possono evitare il destino
    di buco nero.  Ma anche così potrebbero esistere decine di milioni  di
    tali  stelle  in questo momento;  nel corso poi dell'intera vita della
    galassia, possono essercene state a miliardi. Anche se soltanto una su
    mille di queste  stelle  dotate  di  grande  massa  dà  effettivamente
    origine,  in  seguito  a  collasso,  a un buco nero,  ce ne dovrebbero
    essere ugualmente circa un milione sparsi nella galassia.  Ma  allora,
    dove sono?
    Il  guaio  è  che i buchi neri sono difficilissimi da scoprire.  Non è
    possibile avvistarli nel solito modo,  dato che non  possono  emettere
    luce  né  alcun'altra  forma  di radiazione.  E anche se il loro campo
    gravitazionale è fortissimo nelle immediate vicinanze,  alle  distanze
    stellari  la  sua  intensità  non è superiore a quella dei campi delle
    altre stelle.
    In alcuni  casi,  però,  un  buco  nero  può  trovarsi  in  condizioni
    particolari,  che consentono di individuarlo.  Si supponga che un buco
    nero faccia parte di un  sistema  stellare  binario;  che  esso  giri,
    insieme alla sua compagna,  intorno al comune centro di gravità, e che
    la compagna sia una stella normale.
    Se le due stelle sono abbastanza vicine,  può  darsi  che  un  po'  di
    materia  della  stella ordinaria sia attratta poco alla volta verso il
    buco nero,  e si metta in orbita intorno a esso,  formando quello  che
    viene chiamato un "disco di accrescimento". La materia di questo disco
    comincerà  a muoversi lentamente lungo una spirale che va a finire nel
    buco nero: e durante questa discesa  emetterà,  per  un  processo  ben
    noto, raggi X.
    Si deve, dunque, cercare una sorgente di raggi X in una zona del cielo
    in  cui non è visibile alcuna stella: una sorgente che sembri orbitare
    intorno a un'altra stella che sia invece visibile.
    Nel 1965 venne scoperta una sorgente particolarmente intensa di  raggi
    X nella costellazione del Cigno,  e le venne dato il nome di Cygnus X-
    1.  Si pensa che si trovi a circa 10 mila anni luce da noi.  Essa  non
    era che un'ulteriore sorgente di raggi X,  fino al giorno in cui,  nel
    1970,  venne lanciato dalla  costa  del  Kenya  un  satellite  per  il
    rilevamento dei raggi X,  che, dallo spazio, scoprì 161 nuove sorgenti
    di tale tipo.  Nel 1971 il  satellite  rilevò  cambiamenti  irregolari
    nell'intensità  dei  raggi  X provenienti da Cygnus X-1,  proprio come
    sarebbe  da  aspettarsi  nel  caso  di  un   buco   nero   nel   quale
    precipitassero getti di materia staccatisi dal disco di accrescimento.
    Immediatamente  ci  si  mise  a  studiare attentamente Cygnus X-1.  Si
    accertò che si trovava nelle immediate vicinanze di una grande  stella
    azzurra molto calda,  la cui massa era circa 30 volte quella del sole.
    L'astronomo C.  T.  Bolt dell'Università di Toronto mostrò che  questa
    stella  e  Cygnus  X-1 giravano l'una intorno all'altra.  Dalla natura
    dell'orbita si poteva dedurre che Cygnus X-1 doveva avere  da  5  a  8
    volte la massa del sole.  Se Cygnus X-1 fosse stata una stella normale
    sarebbe stata visibile;  dal momento  che  non  era  visibile,  doveva
    essere un oggetto molto piccolo.  Ma aveva una massa troppo grande per
    essere una nana bianca o anche una stella di neutroni, e allora doveva
    essere per forza un buco nero. Gli astronomi non sono ancora del tutto
    sicuri  di  questa  conclusione,   ma  molti  di  loro  si   ritengono
    soddisfatti delle prove addotte e considerano Cygnus X-1 il primo buco
    nero che sia stato scoperto.
    Sembrerebbe  che  la  probabilità  di  formazione  di un buco nero sia
    massima là dove le stelle sono più fitte e dove quindi è più probabile
    che si accumulino in uno stesso posto enormi  masse  di  materia.  Dal
    momento  che  un'alta intensità di radiazione è associata alle regioni
    centrali di certi agglomerati di stelle come gli ammassi globulari e i
    nuclei galattici, gli astronomi sono sempre più propensi a credere che
    al centro di ammassi e galassie vi siano dei buchi neri.
    E in effetti una sorgente compatta ed energetica di microonde è  stata
    scoperta anche al centro della nostra galassia. Potrebbe corrispondere
    a  un  buco nero?  Alcuni astronomi ne sono convinti,  e ritengono che
    tale buco nero abbia la massa di  100  milioni  di  stelle,  ossia  un
    millesimo  della massa di tutta la galassia.  Esso avrebbe un diametro
    pari a 500 volte quello del nostro sole (ossia pari a  quello  di  una
    grande  gigante  rossa)  e  sarebbe  abbastanza  grande per frantumare
    intere stelle con i suoi effetti di marea,  o per  inghiottirle  tutte
    intere prima ancora che vadano in pezzi,  se l'avvicinamento avvenisse
    con sufficiente rapidità.
    Oggi,  in realtà,  si pensa che sia possibile che la materia sfugga da
    un buco nero, anche se non nel modo normale. Il fisico inglese Stephen
    Hawking,  nel 1970, mostrò che l'energia contenuta in un buco nero può
    occasionalmente dar luogo alla creazione di una coppia  di  particelle
    subatomiche,  una  delle  quali  potrebbe  riuscire  a  sfuggire.  Ciò
    significa, in pratica, che un buco nero potrebbe evaporare. Buchi neri
    della grandezza di una stella evaporerebbero,  secondo questa ipotesi,
    così  lentamente  che  dovrebbero  passare eoni inconcepibili di tempo
    (trilioni di trilioni di  volte  l'età  attuale  dell'universo)  prima
    della loro evaporazione totale.
    Tuttavia,  la  velocità di evaporazione crescerebbe al diminuire della
    massa.  Un mini-buco nero,  con una massa non superiore a quella di un
    pianeta  o  di  un  asteroide (e siffatti minuscoli oggetti potrebbero
    esistere,  purché  avessero  una  densità  sufficiente,  cioè  fossero
    compressi  in  un  volume abbastanza piccolo),  potrebbe evaporare con
    rapidità tale da emettere quantità apprezzabili di raggi X. Inoltre la
    velocità di evaporazione e la produzione  di  raggi  X  aumenterebbero
    costantemente    al    diminuire   della   sua   massa   per   effetto
    dell'evaporazione.    Infine,    quando   il   minibuco   nero   fosse
    sufficientemente  piccolo,  esploderebbe emettendo un impulso di raggi
    gamma di tipo caratteristico.
    Ma quale potrebbe  essere  la  causa  della  compressione  di  piccole
    quantità di materia fino alle terrificanti densità richieste perché si
    formi  un  mini-buco  nero?  Le  stelle di grande massa possono essere
    compresse  dal  loro  stesso  campo  gravitazionale,   ma  la  cosa  è
    impossibile nel caso di oggetti della grandezza di un pianeta, i quali
    inoltre per formare un buco nero dovrebbero avere una densità maggiore
    di quella necessaria nel caso di stelle di grande massa.
    Nel  1971  Hawking  suggerì  che  i  mini-buchi  neri si siano formati
    all'epoca del big bang,  quando le condizioni erano molto più  estreme
    che  in  qualsiasi  altra  epoca.  Alcuni  di  questi  mini-buchi neri
    potrebbero aver avuto dimensioni tali che solo ora,  dopo 15  miliardi
    di anni di esistenza,  sarebbero evaporati fino al punto di esplodere;
    e  gli  astronomi  potrebbero  dimostrarne  l'esistenza  rivelando   i
    relativi impulsi di raggi gamma.
    E' una teoria affascinante, ma finora non sorretta da alcuna prova.

    Lo spazio «vuoto».

    Se  vi  sono  oggetti nell'universo che ci sorprendono,  anche i vasti
    spazi cosiddetti vuoti tra le stelle ci riservano delle  sorprese.  La
    non-vuotezza  dello  spazio  «vuoto»  si  è  dimostrata  una  fonte di
    problemi per gli astronomi in occasione  di  osservazioni  a  distanze
    relativamente modeste.
    In  un  certo  senso,  la  galassia  più difficile da vedere per noi è
    proprio la nostra. Per prima cosa,  siamo imprigionati al suo interno,
    mentre   delle   altre   galassie   possiamo   farci  un'idea  globale
    dall'esterno: è la stessa differenza che corre tra osservare una città
    dal tetto di un edificio basso e osservarla da un  aereo.  In  secondo
    luogo,  siamo  situati  ben lontano dal centro,  e,  per peggiorare le
    cose,  ci troviamo in un braccio pieno di polvere  della  spirale.  In
    altre  parole,  è  come  se  fossimo  su  un tetto non molto alto alla
    periferia della città, in una giornata nebbiosa.
    Lo spazio interstellare non è, parlando in generale, un vuoto perfetto
    in condizioni ideali: vi è un gas  rarefatto  disperso  ovunque  nello
    spazio  interstellare  entro  le  galassie.   Le  righe  spettrali  di
    assorbimento dovute alla presenza di questo "gas interstellare" furono
    osservate per la prima volta nel 1904 dall'astronomo tedesco  Johannes
    Franz Hartmann. Alla periferia della galassia la concentrazione di gas
    e polvere aumenta.  Nelle galassie più vicine possiamo scorgere questo
    velo scuro di polvere che le circonda.
    Possiamo effettivamente «vedere» le  nubi  di  polvere,  come  in  una
    negativa, nella nostra stessa galassia, sotto forma di zone buie della
    Via Lattea.  Ne sono esempi la nebulosa oscura «testa di cavallo», che
    si staglia nettamente sullo  sfondo  dei  milioni  di  stelle  che  le
    brillano intorno, e quella ancor più suggestivamente denominata «sacco
    di  carbone»,  che  si trova nella Croce del Sud: una regione ricca di
    particelle di polvere,  che ha il diametro di 30 anni luce e dista  da
    noi circa 400 anni luce.
    Le  nubi  di  polvere e gas nascondono alla visione diretta i bracci a
    spirale della galassia,  ma  non  impediscono  allo  spettroscopio  di
    analizzarne  la  struttura.  Gli  atomi  di  idrogeno  delle nubi sono
    ionizzati  (cioè  scissi  in  particelle  subatomiche   elettricamente
    cariche)  per  effetto  della  radiazione  ad alta energia proveniente
    dalle stelle di popolazione prima nei  bracci.  A  partire  dal  1951,
    l'astronomo  americano  William Wilson Morgan identificò delle strisce
    di idrogeno ionizzato,  che delineavano le sagome dei bracci a spirale
    popolati  dalle giganti azzurre.  I loro spettri erano simili a quelli
    dei bracci a spirale della galassia di Andromeda.
    Il più vicino di tali  filamenti  di  idrogeno  ionizzato  include  le
    giganti  azzurre  della costellazione di Orione,  ed è perciò chiamato
    braccio di Orione.  Il  nostro  sistema  solare  si  trova  in  questo
    braccio. Allo stesso modo sono stati individuati altri due bracci. Uno
    si trova molto più lontano di noi dal centro della galassia, e include
    le  stelle  giganti della costellazione di Perseo (braccio di Perseo).
    L'altro è più vicino al centro galattico e contiene le  nubi  luminose
    della costellazione del Sagittario (braccio del Sagittario).  Si stima
    che ciascun braccio abbia una lunghezza di circa 10 mila anni luce.
    Poi giunse il valido apporto  della  radioastronomia;  non  solo  essa
    poteva  penetrare  al  di  là  delle nubi che impedivano la vista,  ma
    riusciva a farsi raccontare dalle nubi stesse la  loro  storia.  Tutto
    ciò   fu   conseguenza  del  lavoro  dell'astronomo  olandese  Hendrik
    Christoffel van de  Hulst.  Nel  1944  l'Olanda  era  sotto  il  giogo
    dell'occupazione nazista e l'osservazione astronomica era praticamente
    impossibile.  Van de Hulst,  limitandosi a lavorare con carta e penna,
    studiò le caratteristiche degli ordinari atomi di idrogeno,  di cui  è
    prevalentemente composto il gas interstellare.
    Egli  avanzò  l'ipotesi  che  di  tanto  in tanto questi atomi possano
    mutare, in seguito a collisioni,  il loro stato energetico,  emettendo
    al  contempo  una debole radiazione nella regione spettrale delle onde
    radio.  A un singolo atomo d'idrogeno questo potrebbe capitare non più
    di  una  volta  in 11 milioni di anni;  ma,  tenendo conto dell'enorme
    numero di atomi presenti nello spazio intergalattico,  ci  sarebbe  in
    ogni  momento un numero di emissioni sufficiente a produrre un segnale
    rivelabile con continuità.
    Van de Hulst calcolò che la lunghezza d'onda della  radiazione  doveva
    essere  di 21 centimetri.  Infatti,  con lo sviluppo postbellico delle
    nuove tecniche  radioastronomiche,  questo  «canto  dell'idrogeno»  fu
    captato,  nel 1951, da Edward Mills Purcell e Harold Irving Ewen della
    Harvard University.
    Sintonizzandosi sulla radiazione di 21 centimetri prodotta dalle  nubi
    di idrogeno, gli astronomi riuscirono a tracciare una mappa dei bracci
    a  spirale seguendoli per lunghi tratti - nella maggior parte dei casi
    praticamente tutto attorno alla galassia. Furono trovati altri bracci;
    le mappe della concentrazione dell'idrogeno mostrano una mezza dozzina
    o più di tali filamenti.
    Inoltre il canto dell'idrogeno dava informazioni sui  suoi  movimenti.
    Come tutte le onde,  questa radiazione è soggetta all'effetto Doppler-
    Fizeau, che permette agli astronomi di misurare la velocità con cui si
    muovono le  nubi  di  idrogeno  e  di  indagare,  tra  l'altro,  sulla
    rotazione  della  nostra galassia.  Questa nuova tecnica ha confermato
    che la galassia ruota con un periodo di  200  milioni  di  anni  (alla
    nostra distanza dal centro).
    Nella scienza,  ogni nuova scoperta apre delle porte che introducono a
    nuovi  misteri.   I  progressi  più  grandi  vengono  da  quanto   era
    inaspettato,   dalle  scoperte  che  ribaltano  quanto  si  sapeva  in
    precedenza.  Un interessante esempio d'attualità  al  proposito  è  un
    fenomeno  sconcertante  messo in evidenza dagli studi radioastronomici
    sulla concentrazione di idrogeno  al  centro  della  nostra  galassia.
    Sembra che l'idrogeno si stia espandendo,  però restando confinato nel
    piano equatoriale della galassia.  L'espansione  già  è  sorprendente,
    perché non c'è nessuna teoria che la spieghi;  inoltre,  se l'idrogeno
    si va espandendo,  come mai non si è dissipato tutto durante la  lunga
    vita della nostra galassia?  E' forse un indizio che, circa 10 milioni
    di anni fa, come sospetta Oort, il suo centro è esploso, come ha fatto
    molto più recentemente quello di M 82?  Inoltre,  il piano in  cui  si
    trova  l'idrogeno non è del tutto piatto,  ma è ricurvo verso il basso
    da una parte e verso l'alto dall'altra.  Perché?  Non è  stata  ancora
    proposta alcuna spiegazione soddisfacente.
    L'idrogeno non è,  o non dovrebbe essere, unico per quanto riguarda le
    onde radio.  Ogni altro atomo,  o combinazione di atomi,  è capace  di
    emettere  (o di assorbire dal fondo) un'onda radio caratteristica.  E'
    naturale, allora,  che gli astronomi si siano messi alla ricerca delle
    rivelatrici   «impronte   digitali»   di  altri  atomi,   diversi  dal
    comunissimo idrogeno.
    Quasi tutto l'idrogeno che si trova in natura appartiene a una varietà
    particolarmente semplice,  quella chiamata "idrogeno-1".  Vi è poi una
    forma più complessa, il "deuterio", o "idrogeno-2". Sono state passate
    al  vaglio  le  onde radio provenienti da varie parti del cielo,  alla
    ricerca della lunghezza d'onda prevista dalla teoria per  tale  atomo.
    Nel 1966 essa fu scoperta,  e le osservazioni indicano che la quantità
    di idrogeno-2 presente nell'universo è circa il 5 per cento di  quella
    dell'idrogeno-1.
    Gli elementi più comuni nell'universo, dopo l'idrogeno nelle sue varie
    forme,  sono l'elio e l'ossigeno.  Un atomo di ossigeno può combinarsi
    con uno di idrogeno formando un "ossidrile".  Questa combinazione  non
    sarebbe  stabile  sulla  terra,  perché  il gruppo ossidrilico è molto
    attivo e si combinerebbe praticamente  con  qualsiasi  altro  atomo  o
    molecola  che  incontrasse.  In  particolare  si  combinerebbe  con un
    secondo atomo di idrogeno,  formando  una  molecola  di  acqua.  Nello
    spazio interstellare,  invece,  dove gli atomi sono così rarefatti che
    le collisioni sono poche e molto distanziate,  un gruppo  ossidrilico,
    una volta formatosi,  persisterebbe indisturbato per lunghi periodi di
    tempo,   come  sottolineò  nel  1953  l'astronomo  sovietico   I.   S.
    Shklovskij.
    I  calcoli  mostrarono  che questo gruppo ossidrilico emette o assorbe
    onde radio di quattro particolari lunghezze d'onda.  Nell'ottobre  del
    1963,  due  di esse furono scoperte da un'équipe di radioingegneri del
    Lincoln Laboratory del MIT.
    Dato che il gruppo ossidrilico ha una  massa  che  è  circa  17  volte
    quella  dell'atomo  di idrogeno,  esso è più lento e si sposta con una
    velocità che è solo un quarto di quella dell'atomo di idrogeno  a  una
    data temperatura. In genere il movimento rende indistinte le lunghezze
    d'onda,  quindi il segnale dell'ossidrile risulta più nitido di quello
    dell'idrogeno.  I  suoi  spostamenti  spettrali  sono  più  facili  da
    determinarsi,  ed  è  anche  più  facile  dire  se una nube di gas che
    contenga ossidrile si stia avvicinando o allontanando.
    Gli astronomi furono  soddisfatti,  ma  non  troppo  sorpresi,  quando
    trovarono  la  prova  dell'esistenza  di una combinazione di due atomi
    nelle vaste distese di spazio tra una stella e l'altra. Immediatamente
    si misero alla  ricerca  di  altre  combinazioni,  senza  però  troppe
    speranze. Gli atomi sono talmente rarefatti nello spazio interstellare
    che  sembrava  molto  remota  la  possibilità  che  più  di  due atomi
    venissero  a  contatto  per  un  tempo  abbastanza  lungo  da  potersi
    combinare.  Sembrava  anche  esclusa  la  possibilità  che  restassero
    coinvolti in  tali  processi  atomi  meno  comuni  dell'ossigeno  (per
    esempio atomi di carbonio e di azoto,  che sono,  dopo l'ossigeno, gli
    elementi più comuni tra quelli suscettibili di combinarsi).
    Ma poi, a partire dal 1968,  vennero le grandi sorprese.  Nel novembre
    di   quell'anno   gli   astronomi  scoprirono  «impronte  digitali»  -
    costituite da radioonde -  di  molecole  di  acqua  (H  2  0).  Queste
    molecole sono formate da 2 atomi di idrogeno e 1 di ossigeno - 3 atomi
    in tutto.  Nello stesso mese,  fatto ancora più sorprendente,  vennero
    scoperte  molecole  di  ammoniaca  (N  H  3),   cioè  composte   dalla
    combinazione di quattro atomi: tre di idrogeno e uno di azoto.
    Nel  1969 fu identificata un'altra combinazione di quattro atomi,  tra
    cui uno di carbonio: si trattava della formaldeide (H2CO).
    Nel 1970 vennero fatte parecchie altre scoperte, tra cui quella di una
    molecola di 5 atomi, il cianoacetilene,  che conteneva una catena di 3
    atomi  di  carbonio  (HCCCN),  e quella dell'alcool metilico,  con una
    molecola di 6 atomi (CH30H).
    Nel 1971 fu scoperta una combinazione di 7  atomi,  il  metilacetilene
    (CH3CCH);  e  nel 1982 fu scoperta anche una combinazione di 13 atomi,
    il cianodecapentino, formato da una catena di 11 atomi di carbonio uno
    in fila all'altro, con un atomo d'idrogeno a un estremo e uno di azoto
    all'altro (HC11N).
    Gli astronomi si ritrovarono quindi fra le mani una branca  totalmente
    nuova e inaspettata della scienza: l'"astrochimica".
    Gli  astronomi  ignorano  come  questi  atomi  si  uniscano  a formare
    molecole complicate e  come  tali  molecole  riescano  a  sopravvivere
    nonostante  il diluvio di intensa radiazione proveniente dalle stelle,
    che  normalmente  dovrebbe  farle  a  pezzi.   Presumibilmente  queste
    molecole  si  formano  in  condizioni  che  non  sono  quelle di vuoto
    assoluto che si riteneva caratterizzassero lo spazio  interstellare  -
    forse in regioni in cui le nubi di polvere si vanno addensando per dar
    luogo alla formazione di stelle.
    Se  è  così,  scopriremo forse molecole ancora più complicate,  la cui
    presenza potrebbe rivoluzionare le nostre idee  sullo  sviluppo  della
    vita sui pianeti, come vedremo nei prossimi capitoli.

    Capitolo 3.
    IL SISTEMA SOLARE.

    NASCITA DEL SISTEMA SOLARE.
    Per   stupende  e  immense  che  siano  le  profondità  inimmaginabili
    dell'universo, non possiamo perderci per sempre in tanta magnificenza;
    dobbiamo far ritorno a quella piccola famiglia di  mondi  nella  quale
    viviamo.  Dobbiamo  far  ritorno  al  nostro sole - niente più che una
    delle centinaia di miliardi di  stelle  che  costituiscono  la  nostra
    galassia  -  e  ai  mondi  che gli girano intorno,  uno dei quali è la
    terra.
    Dall'epoca  di  Newton  in  poi  è  diventato   possibile   analizzare
    razionalmente  il  problema  della creazione della terra e del sistema
    solare,  considerandolo come distinto  dal  problema  della  creazione
    della  totalità  dell'universo.  L'immagine  del sistema solare mostra
    infatti  che  esso  è  una   struttura   contraddistinta   da   alcune
    caratteristiche unificatrici:
    1)    Tutti    i   pianeti   principali   girano   intorno   al   sole
    approssimativamente nel suo piano equatoriale.  In  altre  parole,  un
    modellino  tridimensionale  del  sole con i pianeti risulterebbe molto
    appiattito;
    2) Tutti i pianeti principali girano  intorno  al  sole  nello  stesso
    senso  (precisamente  in  senso  antiorario se si immagina di guardare
    verso il basso dalla Stella Polare);
    3) I pianeti principali (con qualche  eccezione)  ruotano  intorno  al
    proprio asse, anch'essi in senso antiorario, e altrettanto fa il sole;
    4) I pianeti sono situati in orbite approssimativamente circolari,  la
    cui distanza dal sole aumenta regolarmente;
    5) I satelliti (con qualche eccezione di poco conto) girano intorno al
    rispettivo pianeta in orbite approssimativamente circolari,  nel piano
    equatoriale del pianeta e in senso antiorario.
    Un  quadro tanto regolare invitava naturalmente a pensare che un unico
    processo avesse dato origine all'intero sistema.
    Qual è dunque questo processo che ha prodotto il sistema solare? Tutte
    le teorie proposte fino a oggi  rientrano  in  due  categorie:  quella
    delle  teorie  catastrofiste  e  quella  delle  teorie  evoluzioniste.
    Secondo il punto di vista catastrofista il sole all'inizio  fu  creato
    in beata solitudine,  e poi si sarebbe fatta una famiglia, in una fase
    relativamente tarda della sua storia,  attraverso un evento  violento.
    La  concezione  evoluzionista,  invece,  sostiene  che  fin  dal primo
    momento l'intero sistema - sole e pianeti - ha avuto origine  in  modo
    ordinato.
    Nel  diciottesimo  secolo  gli  scienziati  subivano ancora il fascino
    delle narrazioni bibliche di eventi grandiosi,  come il  Diluvio;  era
    quindi  consono  alla  mentalità dell'epoca concepire una storia della
    terra irta di violente catastrofi.  Perché allora non  pensare  a  una
    supercatastrofe,  che avesse dato inizio al tutto? Una teoria assai in
    voga era quella avanzata  nel  1745  dal  naturalista  francese  Louis
    Leclerc  de  Buffon,  secondo cui il sistema solare si sarebbe formato
    dai frammenti prodotti da una collisione tra il sole e una cometa.
    Buffon, naturalmente,  intendeva una collisione tra il sole e un altro
    corpo di massa comparabile, che aveva chiamato «cometa» in mancanza di
    un  altro  termine.  Oggi  noi  sappiamo  che  le  comete  sono  corpi
    piccolissimi circondati da una scia evanescente di polvere e  gas;  ma
    l'idea  di  Buffon  era destinata a sopravvivere,  sia pure mutando il
    nome del corpo con cui sarebbe avvenuta la collisione; e, infatti,  in
    epoche successive gli astronomi ripresero la concezione di Buffon.
    Ad   alcuni   appariva  tuttavia  più  naturale  e  meno  casuale  che
    all'origine  del  sistema  solare  vi  fosse  stato  un  processo  non
    catastrofico,  di lunga durata; cosa che, inoltre, si confaceva meglio
    al grandioso quadro,  tracciato da Newton,  di una legge naturale  che
    governasse il moto di tutti i mondi dell'universo.
    Lo  stesso  Newton  aveva  proposto che il sistema solare avesse avuto
    origine da una tenue nube di polvere e  gas,  condensatasi  lentamente
    per  effetto  dell'attrazione  gravitazionale.   L'addensamento  delle
    particelle   avrebbe   fatto   aumentare   l'intensità    del    campo
    gravitazionale,   il   che   a   sua   volta   avrebbe  accelerato  la
    condensazione; infine, l'intera massa, in seguito a collasso,  avrebbe
    dato   origine  a  un  corpo  denso  (il  sole),   reso  incandescente
    dall'energia della contrazione.
    Questa è essenzialmente la base delle teorie più diffuse  sull'origine
    del sistema solare. Restavano però da risolvere molti spinosi problemi
    per  rispondere a quesiti specifici.  Per esempio,  come ha potuto una
    forza di gravità estremamente debole causare la concentrazione  di  un
    gas  altamente rarefatto?  Recentemente,  gli astronomi hanno proposto
    che il processo sia stato innescato dall'esplosione di una  supernova.
    Supponiamo che un'immensa nube di polvere e gas, rimasta relativamente
    immutata per miliardi di anni,  finisca casualmente nelle vicinanze di
    una stella appena esplosa in una supernova.  L'onda d'urto generata da
    tale esplosione, l'immane raffica di polvere e gas che si aprirebbe un
    varco entro la nube fino ad allora quasi in quiete,  la comprimerebbe,
    aumentando  l'intensità  del  campo  gravitazionale  e  innescando  il
    processo  di  condensazione  destinato poi a produrre la formazione di
    una stella.
    Supponendo che questa sia stata  l'origine  del  sole,  come  si  sono
    formati  i  pianeti?  Qual  è  la  loro origine?  I primi tentativi di
    rispondere a questo quesito furono compiuti da Immanuel Kant nel  1755
    e,  indipendentemente,  dall'astronomo  e  matematico  francese Pierre
    Simon de Laplace nel 1796;  quest'ultimo  fornì  una  spiegazione  più
    dettagliata.
    Secondo la descrizione di Laplace, l'immensa nube di materia in via di
    contrazione  aveva  fin  dall'inizio  un  moto rotatorio.  Più essa si
    contraeva,  maggiore diventava la  sua  velocità  di  rotazione,  come
    accade,  per  esempio,  a  un  pattinatore,  che gira su se stesso più
    rapidamente se tiene le braccia aderenti al corpo.  (Si tratta  di  un
    effetto  dovuto  alla  conservazione del momento angolare;  il momento
    angolare è proporzionale al prodotto della velocità  per  la  distanza
    dal  centro di rotazione;  pertanto,  se tale distanza diminuisce,  la
    velocità  aumenta  in  ragione  inversa.)  Secondo  Laplace,   con  il
    progressivo  aumento  della  velocità di rotazione della nube,  questa
    cominciò a espellere un anello di  materia  dal  proprio  equatore  in
    rapido moto,  cedendo così parte del momento angolare.  Di conseguenza
    la nube rallentò il proprio  moto.  Tuttavia,  con  il  protrarsi  del
    processo di contrazione,  venne nuovamente raggiunta una velocità tale
    da causare l'espulsione di un altro anello di materia.  Fu così che il
    sole,  nel condensarsi, si lasciò dietro una serie di anelli - nubi di
    materia a forma di ciambella. Sempre secondo Laplace, questi anelli si
    sarebbero poi lentamente condensati, dando origine ai pianeti;  a loro
    volta  questi  avrebbero espulso e lanciato nello spazio altri anelli,
    più piccoli, destinati a formare i loro satelliti.
    Dato che,  secondo questa concezione,  il sistema solare avrebbe avuto
    origine  da  una  nube,  o  nebulosa,  e dato che Laplace portava come
    esempio la nebulosa di Andromeda (allora non si sapeva ancora che essa
    è una grande galassia e si credeva che fosse una nube di polvere e gas
    in rotazione),  la proposta di Laplace prese il nome di "ipotesi della
    nebulosa".
    Questa ipotesi appariva in grado di spiegare in modo soddisfacente non
    solo  le caratteristiche generali del sistema solare,  ma anche alcune
    sue particolarità.  Per esempio,  gli  anelli  di  Saturno  potrebbero
    essere  anelli-satelliti  che  non  sono  riusciti a condensarsi.  (In
    effetti,  messi tutti insieme formerebbero un satellite di  dimensioni
    ragguardevoli.) Analogamente i piccoli pianeti,  che girano intorno al
    sole all'interno di una fascia compresa tra Marte e Giove,  potrebbero
    esser  stati  prodotti  da  spezzoni di un anello che non è riuscito a
    diventare un pianeta. Quando in seguito Helmholtz e Kelvin elaborarono
    delle teorie che  attribuivano  l'energia  del  sole  alla  sua  lenta
    contrazione, anche questo sembrò inserirsi bene nel quadro esplicativo
    di Laplace.
    L'ipotesi   della   nebulosa  tenne  il  campo  per  buona  parte  del
    diciannovesimo secolo,  ma ben prima che questo  volgesse  al  termine
    cominciarono a venire alla luce i punti deboli della teoria.  Nel 1859
    James  Clerk  Maxwell,   analizzando  matematicamente  gli  anelli  di
    Saturno,  dimostrò  che  un  anello di materiale gassoso espulso da un
    corpo qualsiasi non può che condensarsi in un gran numero  di  piccole
    particelle,  proprio come accade negli anelli di Saturno; non potrebbe
    mai formare un corpo compatto,  a causa delle forze gravitazionali che
    lo frantumerebbero prima che possa verificarsi la condensazione.
    Sorse poi il problema del momento angolare. Risultò che i pianeti, che
    costituiscono  solo  poco più dello 0,1 per cento della massa di tutto
    il sistema solare, possiedono il 98 per cento del suo momento angolare
    totale!  Giove da solo possiede il 60 per cento del  momento  angolare
    totale del sistema solare.  Il sole,  pertanto, ha conservato solo una
    minima parte del momento angolare  della  nube  originaria.  Come  mai
    quasi  tutto  il momento angolare è stato trasferito all'esiguo anello
    di materia distaccatosi dalla nebulosa? Il problema diventa ancora più
    imbarazzante se si tiene conto che,  nel caso di Giove e Saturno  -  i
    quali  hanno  dei  sistemi di satelliti che appaiono sistemi solari in
    miniatura, e che presumibilmente hanno avuto un'analoga origine -,  il
    corpo centrale conserva la maggior parte del momento angolare.
    Attorno  al 1900 l'ipotesi della nebulosa era talmente in crisi da far
    apparire  screditata  qualsiasi  concezione  che  si  rifacesse  a  un
    processo  evolutivo.  Tutto  era pronto per un rientro sulle scene del
    catastrofismo.  Nel 1905 due  scienziati  americani,  Thomas  Chrowder
    Chamberlin  e  Forest  Ray  Moulton,  facendo  uso  di  un termine più
    adeguato di quello di cometa,  spiegarono i pianeti come  prodotto  di
    una  quasi-collisione  tra  il  sole  e  un'altra  stella.  L'incontro
    ravvicinato avrebbe fatto uscire da entrambi i soli una certa quantità
    di materiale gassoso;  le nubi di materiale rimaste in  vicinanza  del
    nostro  sole  si  sarebbero  condensate in seguito in piccoli "oggetti
    planetesimali", e questi a loro volta in pianeti. E' questa l'"ipotesi
    planetesimale".   Quanto  al  problema  del  momento   angolare,   gli
    scienziati britannici James Hopwood Jeans e Harold Jeffreys, nel 1918,
    avanzarono  un'"ipotesi  delle  maree",  suggerendo  che  l'attrazione
    gravitazionale esercitata dalla stella di passaggio avesse  dato  alle
    masse  di  gas  espulse una sorta di «strattone» laterale,  imprimendo
    loro un momento angolare.  Se questa versione del catastrofismo  fosse
    vera,  i  sistemi  planetari  dovrebbero  essere rarissimi: infatti le
    stelle sono a una tale distanza reciproca,  che le collisioni stellari
    sono  diecimila  volte  più  rare  delle supernovae,  che a loro volta
    rappresentano un fenomeno non comune. Si ritiene che,  nel corso della
    vita della galassia,  ci sarebbe stato tempo solo per dieci «incontri»
    da cui - secondo questa teoria - avrebbe potuto  formarsi  un  sistema
    solare.
    Questi  primi  tentativi di ipotizzare modelli di catastrofe non hanno
    però  retto  alla  verifica  dell'analisi   matematica.   Russell   ha
    dimostrato  che  in  qualunque  quasi-collisione  di  questo  genere i
    pianeti sarebbero dovuti finire migliaia di volte più lontani dal sole
    di quanto non siano in realtà.  Anche alcuni tentativi di  rabberciare
    la teoria immaginando vari tipi di collisioni vere e proprie piuttosto
    che  passaggi a distanza ravvicinata,  non hanno avuto molto successo.
    Durante gli anni trenta Lyttleton speculò intorno alla possibilità  di
    una collisione tra tre stelle, e più tardi Hoyle suggerì l'idea che il
    sole abbia avuto una compagna che è finita come supernova, lasciando i
    pianeti in eredità.  Nel 1939,  tuttavia,  l'astronomo americano Lyman
    Spitzer dimostrò che qualsiasi materiale espulso dal sole in qualsiasi
    circostanza  sarebbe  talmente  caldo  che  non  si  condenserebbe  in
    planetesimali,  ma  si  limiterebbe  ad  espandersi sotto forma di gas
    estremamente  rarefatto.  Con  ciò,   sembrava  che  ogni  ipotesi  di
    catastrofe  fosse  da  abbandonare  definitivamente  (il  che  non  ha
    impedito a un astronomo britannico, M. M.  Woolfson,  di suggerire nel
    1965  che il sole possa aver tratto il suo materiale planetario da una
    stella fredda molto diffusa;  si eviterebbe in  tal  modo  lo  scoglio
    delle altissime temperature).
    Così,  dopo  che  la teoria planetesimale era giunta a un punto morto,
    gli  astronomi  ritornarono  alla  concezione  evolutiva,  provando  a
    riesumare l'ipotesi di Laplace.
    Nel  frattempo,  la  loro conoscenza dell'universo si era immensamente
    ampliata.  Ora dovevano spiegare la  formazione  delle  galassie,  che
    richiedeva nubi di polvere e gas molto più grandi di quella immaginata
    da  Laplace  come progenitrice del sistema solare.  E ormai era chiaro
    che, in ammassi così vasti di materia,  si sarebbero manifestate delle
    turbolenze  che  avrebbero dato origine a vortici,  ciascuno dei quali
    avrebbe potuto condensarsi formando un sistema a sé.
    Nel 1944 l'astronomo tedesco Carl F.  von Weizsacker analizzò a  fondo
    questa  idea  e  calcolò  che  i vortici più grandi potevano contenere
    abbastanza  materia  da  formare  delle   galassie.   La   contrazione
    turbolenta   di   uno   di  questi  vortici  avrebbe  dato  origine  a
    sottovortici,  ciascuno dei quali sarebbe stato abbastanza  grande  da
    originare  un sistema solare (con uno o più soli).  Alla periferia del
    vortice solare, da sottovortici ancora più piccoli si sarebbero potuti
    formare i pianeti.  Infatti,  nei punti di contatto di  questi  ultimi
    sottovortici,  in moto con versi opposti come ruote di un ingranaggio,
    ci sarebbero  stati  scontri  di  particelle  di  polvere  in  via  di
    formazione,   che   condensandosi   avrebbero  dato  origine  prima  a
    planetesimali, poi a pianeti.
    La teoria di Weizsacker di per  sé  non  risolveva  la  questione  del
    momento  angolare dei pianeti più di quanto non lo facesse la versione
    laplaciana, tanto più semplice. L'astrofisico svedese Hannes Alfven ha
    preso in considerazione il campo magnetico del sole: quando il giovane
    sole ruotava velocemente,  il suo campo magnetico agiva come un  freno
    rallentandolo,  e  il  momento angolare è stato trasferito ai pianeti.
    Hoyle ha ulteriormente elaborato quest'idea,  così che  la  teoria  di
    Weizsacker,  modificata  in  modo  da  tener  conto  tanto delle forze
    gravitazionali che di quelle magnetiche, appare oggi quella che meglio
    spiega l'origine del sistema solare.

    IL SOLE.
    Il sole è palesemente la fonte della luce,  del calore e della  stessa
    vita sulla terra, e anche l'umanità preistorica deve averlo deificato.
    Il  faraone  Ekhnaton,  salito  al  trono  dell'Egitto nel 1379 avanti
    Cristo, il primo monoteista di cui si abbia notizia, considerò il sole
    come il dio unico.  Durante il Medioevo il sole era il  simbolo  della
    perfezione,  e,  anche se non veniva ritenuto una divinità,  era certo
    considerato come l'espressione della perfezione dell'Onnipotente.
    Gli antichi greci furono i primi a farsi un'idea  della  sua  distanza
    reale:  le  osservazioni  di  Aristarco dimostrarono che doveva essere
    lontano come  minimo  parecchi  milioni  di  chilometri;  pertanto,  a
    giudicare  dalla  sua  grandezza  apparente,  doveva essere più grande
    della terra. Tuttavia le grandi dimensioni non colpivano in se stesse,
    perché era naturale supporre che il sole  fosse  soltanto  una  grande
    palla di luce immateriale.
    Si  dovettero  aspettare  i tempi di Newton perché risultasse evidente
    che il sole doveva essere non solo più grande della  terra,  ma  anche
    dotato  di  massa molto maggiore,  e che la terra gira intorno al sole
    sotto l'azione dell'intenso campo gravitazionale di quest'ultimo. Oggi
    sappiamo  che  il  sole  dista  dalla  terra  circa  150  milioni   di
    chilometri,  e  che  ha un diametro di un milione 393 mila chilometri,
    ossia 110 volte il diametro della terra. La sua massa è 330 mila volte
    la massa della terra e 745 volte  quella  di  tutti  i  pianeti  messi
    insieme. In altre parole, il sole contiene circa il 99,86 per cento di
    tutta  la  materia  del  sistema solare e ne è il membro di gran lunga
    principale.
    Non dobbiamo,  però,  lasciarci impressionare dalla sua grandezza.  Il
    sole  non è certamente un corpo perfetto,  se con ciò intendiamo (come
    facevano gli studiosi del Medioevo)  che  esso  abbia  una  luminosità
    uniforme e sia privo di macchie.
    Verso la fine del 1610, Galileo usò il suo telescopio per osservare il
    sole attraverso la foschia del tramonto, e scorse tutti i giorni delle
    macchie  scure  sul  disco solare.  Osservando lo spostamento continuo
    delle macchie sulla superficie solare e il loro  disporsi  di  scorcio
    via via che si avvicinavano al bordo del disco,  Galileo decise che le
    macchie appartenevano alla superficie solare e che il sole compiva una
    rotazione intorno al proprio asse in un tempo leggermente superiore  a
    venticinque giorni terrestri.
    Naturalmente  le  conclusioni  di  Galileo  suscitarono  una  notevole
    opposizione, perché, rispetto alle concezioni tradizionali, apparivano
    blasfeme. Un astronomo tedesco,  Christoph Scheiner,  che pure osservò
    le macchie,  suggerì che non facessero parte del sole,  ma fossero dei
    piccoli corpi in orbita intorno a esso, che apparivano scuri contro lo
    sfondo del luminoso disco solare.  Tuttavia fu Galileo  a  vincere  la
    disputa.
    Nel  1774  un  astronomo scozzese,  Alexander Wilson,  osservò che una
    grande  macchia  vicina  al  bordo  del  sole,   dove  la  si   vedeva
    lateralmente,  appariva  concava,  come  se  fosse un cratere.  Questa
    osservazione fu ripresa nel 1795 da Herschel,  che suggerì che il sole
    fosse  un  corpo  freddo  e  scuro,  circondato  da  uno strato di gas
    fiammeggianti.  Le macchie solari,  secondo questa  concezione,  erano
    buchi  che  lasciavano  vedere  il corpo freddo sottostante.  Herschel
    congetturò che il corpo  freddo  potesse  perfino  essere  abitato  da
    esseri  viventi.  (Si  osservi  come  anche i più brillanti scienziati
    possano uscire in affermazioni arrischiate,  che appaiono  ragionevoli
    alla  luce  delle  nozioni  del loro tempo,  ma risultano ridicolmente
    errate quando si accumulano ulteriori conoscenze sull'argomento.)
    In realtà, le macchie solari non sono veramente nere.  Sono aree della
    superficie  solare  più  fredde  delle  altre,  ed è per questo che in
    confronto appaiono scure.  Quando però Mercurio  o  Venere  vengono  a
    trovarsi  tra  noi  e il sole,  appaiono sullo sfondo del disco solare
    come piccoli cerchi realmente neri;  e se uno di questi cerchi nel suo
    moto  arriva  vicino a una macchia solare,  ci si può accorgere che la
    macchia non è veramente nera.
    Anche le idee completamente errate possono comunque  risultare  utili:
    l'idea  di Herschel,  infatti,  servì ad accrescere l'interesse per le
    macchie solari.
    La  scoperta  veramente  importante,  però,  venne  da  un  farmacista
    tedesco,  Heinrich  Samuel Schwabe,  che si occupava di astronomia per
    hobby.  Dato che lavorava tutto il giorno,  non  poteva  stare  alzato
    tutta la notte a guardare le stelle.  Egli cercò allora un compito che
    si potesse svolgere di giorno,  e decise di osservare il disco  solare
    alla  ricerca di pianeti prossimi al sole che dimostrassero la propria
    esistenza nel passargli davanti.
    Nel 1825 cominciò a osservare il sole,  e non  poté  fare  a  meno  di
    notare  le  macchie  solari.  Dopo un po',  si dimenticò dei pianeti e
    cominciò a fare degli schizzi delle macchie solari,  che cambiavano di
    forma  e  di  posizione da un giorno all'altro.  Schwabe trascorse non
    meno di diciassette anni a osservare il sole in tutte le giornate  che
    non erano completamente nuvolose.
    Nel  1843  fu  in  grado  di  annunciare  che  le  macchie  solari non
    comparivano del tutto a casaccio,  ma seguivano un  ciclo.  Anno  dopo
    anno,  il  loro  numero  aumentava  sempre più,  fino a raggiungere un
    massimo;  poi il loro numero diminuiva finché non ve ne era più  quasi
    nessuna; dopo di che aveva inizio un nuovo ciclo. Oggi sappiamo che il
    ciclo,  pur  essendo piuttosto irregolare,  dura in media undici anni.
    L'annuncio di Schwabe  fu  ignorato  (era  solo  un  farmacista,  dopo
    tutto),  fino  al  giorno  in  cui  il  noto  scienziato Alexander von
    Humboldt menzionò il ciclo, nel 1851, nel suo libro "Kosmos", un'ampia
    rassegna della scienza.
    A quell'epoca l'astronomo  scozzese-tedesco  Johann  von  Lamont,  che
    stava misurando l'intensità del campo magnetico terrestre,  scoprì che
    esso aumentava e diminuiva  in  modo  regolare.  Nel  1842  un  fisico
    britannico,  Edward Sabine, fece osservare che questo ciclo coincideva
    con quello delle macchie solari.
    Risultò così evidente che le macchie  solari  esercitano  un'influenza
    sulla terra, e si cominciò a studiarle con grande interesse. Si arrivò
    ad assegnare a ogni anno il cosiddetto "numero delle macchie solari di
    Zurigo",  basato  su una formula elaborata per la prima volta nel 1849
    da un astronomo svizzero, Rudolf Wolf,  che lavorava appunto in quella
    città.  (Egli  fu  il  primo a far notare che anche la frequenza delle
    aurore polari aumentava e diminuiva in corrispondenza del ciclo  delle
    macchie solari.)
    A  quanto  sembra,  le macchie solari sono connesse al campo magnetico
    del sole e compaiono nel punto  di  emersione  delle  linee  di  forza
    magnetiche.  Nel  1908,  tre  secoli  dopo  la  scoperta delle macchie
    solari, G.  E.  Hale scoprì un forte campo magnetico a esse associato.
    Perché  mai  il  campo  magnetico  del  sole debba comportarsi come si
    comporta,  emergendo dalla superficie nei momenti  e  nei  luoghi  più
    imprevedibili,  aumentando  e diminuendo di intensità secondo un ciclo
    abbastanza irregolare,  resta tra gli enigmi relativi al sole che fino
    a oggi hanno resistito alle capacità umane di soluzione.
    Nel  1893  l'astronomo  inglese  Edward  Walter  Maunder,   che  stava
    riesaminando vecchi dati per ricostruire quale fosse  stato  il  ciclo
    delle  macchie  solari  nel  primo secolo dopo la scoperta di Galileo,
    rimase sorpreso nello scoprire che non esistevano in pratica resoconti
    intorno alle macchie solari negli anni compresi tra il 1645 e il 1715.
    Astronomi di grande valore come Cassini avevano cercato le  macchie  e
    avevano commentato il fatto di non essere riusciti a vederne.  Maunder
    rese nota questa scoperta nel 1894 e tornò  a  insistervi  ancora  nel
    1922,  ma al suo lavoro non venne prestata alcuna attenzione. Il ciclo
    delle macchie solari era accertato così bene che sembrava  incredibile
    che  ci  potesse essere stato un periodo di settant'anni in cui non ne
    era comparsa alcuna.
    Negli anni settanta l'astronomo americano  John  A.  Eddy  si  imbatté
    casualmente  nella memoria di Maunder e,  controllandone il contenuto,
    scoprì che sembrava effettivamente che ci fosse stato quello che venne
    poi chiamato un "minimo di Maunder".  Eddy non solo ripeté le ricerche
    dell'astronomo  inglese,  ma  esaminò  le relazioni di avvistamenti di
    macchie solari particolarmente grandi compiuti a occhio nudo in  varie
    regioni,  ivi  compreso  l'Estremo  Oriente  - dati di cui Maunder non
    poteva disporre.  Si tratta di documenti che risalgono fino al  quinto
    secolo  avanti  Cristo  e  in  genere  testimoniano  da cinque a dieci
    avvistamenti per  secolo.  Vi  sono  delle  lacune,  una  delle  quali
    coincide proprio con il minimo di Maunder.
    Eddy  controllò  anche  le  relazioni  sulle  aurore.   Queste  ultime
    aumentano e diminuiscono di frequenza e  di  intensità  con  il  ciclo
    delle  macchie  solari.  Risultò  che vi erano molte relazioni dopo il
    1715  e  non  poche  prima  del   1645,   ma   assolutamente   nessuna
    nell'intervallo tra queste due date.
    Inoltre,  quando  il  sole  ha un'intensa attività magnetica e vi sono
    molte macchie solari,  la corona è piena di filamenti  luminosi  ed  è
    assai  bella  da  vedersi.  Quando invece le macchie sono assenti,  la
    corona appare come una foschia informe.  La  corona  diventa  visibile
    durante le eclissi di sole; ora, se è vero che raramente gli astronomi
    del  diciassettesimo secolo facevano dei viaggi per assistere a queste
    eclissi,  è pure vero che i pochi resoconti del periodo corrispondente
    al  minimo  di  Maunder  parlavano  invariabilmente di corone del tipo
    associato a scarsezza o ad assenza di macchie solari.
    Infine,  in corrispondenza  dei  massimi  di  attività  delle  macchie
    solari,  si  verifica una catena di eventi che portano alla produzione
    di carbonio-14 (una varietà di carbonio di cui  parlerò  nel  prossimo
    capitolo)  in  quantità  minori  di  quelle  abituali.   E'  possibile
    analizzare gli anelli degli alberi per stabilire il relativo contenuto
    di carbonio-14 e  valutare  l'esistenza  di  massimi  e  minimi  nelle
    macchie  solari in corrispondenza della diminuzione o dell'aumento del
    carbonio-14.  Anche  da  questa  analisi  si  sono  ottenute  conferme
    dell'esistenza  del  minimo  di  Maunder,  anzi  di numerosi minimi di
    Maunder nei secoli precedenti.
    Secondo Eddy,  nel corso degli ultimi  cinquemila  anni  ci  sarebbero
    stati circa dodici periodi in cui vi furono minimi di Maunder,  di una
    durata che andava da cinquant'anni a un paio di secoli  ciascuno.  Per
    esempio vi fu uno di questi periodi tra il 1400 e il 1510.
    Dal  momento  che  i cicli delle macchie solari hanno un effetto sulla
    terra,  possiamo chiederci quale sia l'effetto dei minimi di  Maunder.
    Potrebbe  darsi  che  siano  associati a periodi di freddo.  Nel primo
    decennio del diciottesimo secolo gli inverni furono talmente rigidi in
    Europa che tale periodo  fu  chiamato  "piccola  era  glaciale".  Fece
    freddo  anche  durante  il  minimo  1400-1510,   allorché  la  colonia
    norvegese in Groenlandia si estinse proprio per le pessime  condizioni
    meteorologiche.

    LA LUNA.
    Quando, nel 1543, Copernico pose il sole al centro del sistema solare,
    solo la luna conservò un rapporto di subordinazione con la terra,  che
    per tanto tempo era stata ritenuta al centro.
    La luna gira  intorno  alla  terra  in  27,32  giorni  (rispetto  alle
    stelle).  Inoltre essa ruota intorno al proprio asse esattamente nello
    stesso periodo.  Da questa uguaglianza tra il periodo di rivoluzione e
    quello  di  rotazione  dipende  il  fatto  che essa presenti sempre la
    stessa faccia alla terra.  Il sincronismo tra rotazione e  rivoluzione
    non è casuale,  ma è conseguenza dell'effetto di marea della terra sul
    suo satellite, come spiegherò in seguito.
    La rivoluzione della luna rispetto alle stelle  costituisce  il  "mese
    siderale".   Tuttavia,  mentre  la  luna  ruota  intorno  alla  terra,
    quest'ultima ruota intorno al sole;  nel tempo impiegato dalla luna  a
    compiere   una   rivoluzione   intorno  alla  terra,   il  sole  si  è
    sensibilmente spostato sullo sfondo del cielo,  a causa del moto della
    terra  (che ha trascinato la luna con sé).  La luna deve continuare il
    proprio moto di rivoluzione ancora per due giorni e  mezzo  circa  per
    rimettersi  alla  pari con il sole e recuperare la posizione che aveva
    un mese prima rispetto a esso.  La rivoluzione della luna intorno alla
    terra rispetto al sole costituisce il "mese sinodico",  che è di 29,53
    giorni.
    Il mese sinodico è stato senz'altro più importante per  l'umanità  del
    mese siderale, perché la faccia della luna che noi vediamo mentre essa
    compie  la  sua  rivoluzione  intorno alla terra riceve la luce solare
    secondo un angolo che varia in continuazione;  e questo angolo dipende
    dalla rivoluzione rispetto al sole.  La luna così passa attraverso una
    successione di diverse "fasi". All'inizio del mese,  la luna è situata
    immediatamente  a  est  del  sole e appare come una falce sottilissima
    visibile subito dopo il tramonto.  Da una notte all'altra la  luna  si
    allontana  dal  sole,  mentre la falce si allarga,  finché la porzione
    illuminata della luna è diventata un semicerchio;  poi prosegue ancora
    nella  sua crescita.  Quando la luna ha raggiunto la regione del cielo
    diametralmente opposta a quella in cui si trova il sole,  la  luce  di
    quest'ultimo  scavalca,  per  così  dire,  la  terra e tutta la faccia
    visibile della luna è illuminata: quel cerchio completo di luce  è  la
    "luna piena".
    Poi  l'ombra  passa  dalla  parte  della  luna  dove aveva iniziato ad
    apparire la falce luminosa: notte dopo notte,  diminuisce la  porzione
    di luna illuminata, finché si riduce di nuovo a metà della luna piena,
    ma  ora  la  parte  illuminata  è  quella  opposta  rispetto alla fase
    crescente.  Infine la luna si porta immediatamente a ovest del sole  e
    fa la sua comparsa nel cielo subito prima dell'alba, come una falce la
    cui  curvatura  è  rivolta  nella direzione opposta a quella che aveva
    all'inizio.  A questo punto la luna passa al di là del sole e  la  sua
    falce  diventa  visibile  subito dopo il tramonto;  così ricomincia da
    capo tutta la successione delle fasi.
    L'intero ciclo dura 29 giorni e mezzo,  cioè appunto la lunghezza  del
    mese sinodico, che era alla base dei primi calendari.
    Gli  uomini  all'inizio  credettero  che  la  luna crescesse e calasse
    davvero, ingrandendosi e riducendosi col mutare delle fasi. Si suppose
    addirittura che ogni volta che la falce lunare tornava ad apparire nel
    cielo occidentale dopo il tramonto, essa fosse letteralmente una "luna
    nuova", tanto che ancora oggi la si chiama così.
    Gli antichi astronomi greci compresero tuttavia  che  la  luna  doveva
    essere  un  globo,  che i cambiamenti di fase derivavano dal fatto che
    essa splendeva solo di luce solare riflessa  e  che  il  mutare  della
    posizione  della  luna nel cielo rispetto al sole spiegava esattamente
    le fasi lunari.  Questo fu un fatto di grande importanza.  I  filosofi
    greci,  e  in  particolare  Aristotele,  cercarono  di  stabilire  una
    differenza tra la terra e i corpi celesti dimostrando che le proprietà
    del nostro mondo erano del tutto diverse  da  quelle  che  avevano  in
    comune i corpi celesti.  Così, la terra era scura e non emetteva luce,
    mentre i corpi celesti emettevano tutti luce.  Aristotele riteneva che
    i  corpi celesti fossero fatti di una sostanza che egli chiamò "etere"
    (da una  parola  greca  che  significava  «splendente»  o  «ardente»),
    essenzialmente diversa dai materiali che costituivano la terra. Eppure
    il ciclo delle fasi della luna dimostrava che essa, come la terra, non
    emetteva  luce  propria e splendeva soltanto perché rifletteva la luce
    solare. Quindi,  almeno sotto questo aspetto,  la luna era simile alla
    terra.
    Ma  vi  era  di  più: di tanto in tanto il sole e la luna si trovavano
    così esattamente in opposizione rispetto alla terra,  che la luce  del
    sole   veniva  intercettata  dalla  terra  stessa  e  non  riusciva  a
    raggiungere  la  luna.  Questa  (sempre  nella  fase  di  luna  piena)
    attraversava l'ombra della terra e veniva eclissata.
    In  epoche  primitive  si  pensava che la luna venisse ingoiata da una
    forza malefica,  e  scomparisse  completamente,  per  sempre.  Era  un
    fenomeno  terrificante;  e  fu  una delle prime vittorie della scienza
    quella di riuscire a  predire  un'eclissi,  dimostrando  così  che  si
    trattava  di  un  fenomeno  naturale,  con  una spiegazione facilmente
    comprensibile. (Alcuni pensano che Stonehenge fosse,  tra l'altro,  un
    osservatorio dell'Età della Pietra che poteva essere usato per predire
    le  eclissi  lunari in base al mutare delle posizioni del sole e della
    luna rispetto alle pietre, poste a intervalli regolari,  che formavano
    quella struttura.)
    In  realtà,  quando  la  luna  ha  l'aspetto  di  una falce,  è talora
    possibile scorgerne la parte restante  debolmente  illuminata  da  una
    luce  rossastra.  Fu  Galileo  a  intuire che la terra,  come la luna,
    doveva riflettere la luce del sole e splendere nel  cielo,  e  che  la
    porzione  della  luna  che  non  era illuminata dal sole doveva essere
    debolmente illuminata  dalla  terra.  Questo  fenomeno  sarebbe  stato
    osservabile  solo  quando  la  porzione  illuminata  dal sole era così
    piccola che la sua luce  non  sommergeva  quella,  molto  più  debole,
    proveniente dalla terra. Dunque, non soltanto la luna non era luminosa
    (come non lo è la terra), ma anzi la terra rifletteva la luce solare e
    doveva  presentare  delle  fasi,  proprio  come  la  luna (se vista da
    quest'ultima).
    Un'altra differenza fondamentale che si  supponeva  esistesse  tra  la
    terra  e  i  corpi celesti era che l'una fosse imperfetta e soggetta a
    perenne mutamento, mentre gli altri erano perfetti e immutabili.
    Solo il sole e la luna appaiono a occhio nudo come qualcosa di più che
    semplici punti luminosi.  Dei due,  il sole  appare  come  un  cerchio
    perfetto  di luce incontaminata;  la luna,  invece - anche non tenendo
    conto delle fasi -, non è perfetta. Quando splende la luna piena,  che
    appare  come  un cerchio perfetto,  tuttavia è evidente che essa non è
    veramente perfetta.  Sulla sua superficie che splende senza abbagliare
    si   scorgono   delle  macchie,   incompatibili  con  il  concetto  di
    perfezione.  Gli uomini primitivi rappresentarono  queste  macchie  in
    modo diverso in ogni diversa cultura.  L'amore dell'uomo per se stesso
    è tale che la gente ha creduto spesso di riconoscervi l'immagine di un
    essere umano, e ancora oggi parliamo della «faccia della luna».
    Fu Galileo a guardare per la prima volta,  nel 1609,  il cielo con  un
    telescopio: rivolgendolo in direzione della luna,  vi scorse montagne,
    crateri e zone di pianura (che  egli  ritenne  fossero  mari).  Questo
    chiariva  in  modo  definitivo  che  la  luna non era un corpo celeste
    «perfetto», fondamentalmente diverso dalla terra, ma era invece simile
    al nostro pianeta.
    Tuttavia questa comprensione non  bastò  per  demolire  del  tutto  la
    concezione  tradizionale.  I  greci avevano osservato che vi erano nel
    cielo  parecchi  oggetti  che  mutavano  continuamente  di   posizione
    rispetto all'insieme delle stelle, e che tra questi la luna era quella
    che  mutava  la sua posizione più rapidamente.  Essi supposero che ciò
    accadesse perché la luna era più  prossima  alla  terra  di  qualsiasi
    altro  corpo celeste (e in questo i greci avevano ragione).  Si poteva
    allora sostenere che la luna, a causa della sua prossimità alla terra,
    fosse in qualche modo contaminata dalle imperfezioni di  quest'ultima,
    che  insomma  risentisse  di questa vicinanza.  Fu solo quando Galileo
    scoprì le macchie sul sole che il concetto di perfezione celeste entrò
    veramente in crisi.

    Misure relative alla luna.

    Se la luna era il corpo più vicino alla terra,  restava da  sapere  di
    quanto  le  fosse  vicino.  Tra  gli  astronomi greci che cercarono di
    determinare tale  distanza,  fu  Ipparco  ad  arrivare  alla  risposta
    sostanzialmente  esatta.  Oggi  si sa che la distanza media della luna
    dalla  terra  è  di  384403  chilometri,  ossia  circa  9,6  volte  la
    circonferenza terrestre.
    Se l'orbita della luna fosse circolare, questa sarebbe la sua distanza
    in ogni momento. Ma la sua orbita è invece leggermente ellittica, e la
    terra  non  si trova al centro di tale ellisse,  ma in uno dei fuochi,
    che sono spostati rispetto al centro.  La luna si avvicina leggermente
    alla  terra  durante  una  metà  della  sua  orbita  e se ne allontana
    percorrendo l'altra metà;  quando si trova nel punto  più  vicino  (il
    perigeo), la luna dista da noi 356460 chilometri, mentre nel punto più
    lontano (apogeo) dista 406670 chilometri.
    La luna è,  come i greci già sapevano,  il corpo celeste di gran lunga
    più  vicino  alla  terra.   Anche  lasciando  da  parte  le  stelle  e
    riferendoci  al solo sistema solare,  la luna è,  in termini relativi,
    dietro l'angolo.
    Il diametro della luna (valutato  in  base  alla  sua  distanza  e  al
    diametro  apparente)  è  di 3476 chilometri: cioè 3,65 volte minore di
    quello del globo terrestre e 412 volte minore di quello del  sole.  Si
    dà il caso che la distanza del sole dalla terra sia circa 390 volte la
    distanza  media  della  luna,  così che le differenze di diametro e di
    distanza si controbilanciano quasi esattamente, e i due corpi,  le cui
    dimensioni  reali sono tanto diverse,  appaiono nel cielo di grandezza
    quasi uguale.  E' per questa ragione che,  quando  la  luna  si  trova
    davanti al sole,  il suo corpo, che è più piccolo ma anche più vicino,
    può sovrapporsi così esattamente a quello più grande  ma  più  lontano
    del sole,  facendo dell'eclissi di sole quello spettacolo meraviglioso
    che conosciamo.  E'  una  sorprendente  coincidenza  a  offrirci  tale
    spettacolo.

    Viaggi verso la luna.

    La  relativa  vicinanza della luna e il grande risalto che essa ha nel
    cielo hanno da sempre stimolato  l'immaginazione  umana.  Esisteva  un
    modo  per  raggiungerla?  (La  stessa domanda avrebbe potuto sorgere a
    proposito del sole,  ma era  così  evidente  che  esso  doveva  essere
    caldissimo,  che  ciò  servì  a  raffreddare  qualsiasi  desiderio  di
    raggiungerlo.  Era chiaro che la luna costituiva una  meta  molto  più
    ospitale, oltre che molto più vicina.)
    Nei  tempi  antichi raggiungere la luna non doveva apparire un'impresa
    impossibile,  dato che si supponeva che l'atmosfera si estendesse fino
    ai corpi celesti,  e quindi qualsiasi cosa capace di sollevare un uomo
    nell'aria avrebbe potuto benissimo  portarlo,  al  limite,  fino  alla
    luna.
    Così,  nel secondo secolo dopo Cristo, lo scrittore di origine siriaca
    Luciano di Samosata scrisse il primo racconto che conosciamo in cui si
    parli di un viaggio spaziale: una nave viene afferrata da  una  tromba
    marina  che la fa sollevare nell'aria,  così in alto da raggiungere la
    luna.
    Molto più tardi,  nel 1638,  comparve "Man in the Moon" (L'uomo  nella
    luna),  di un religioso inglese,  Francis Godwin (che morì prima della
    sua pubblicazione).  Godwin fa arrivare il suo eroe sulla luna con  un
    carro  tirato  da  grandi oche che ogni anno la raggiungono nelle loro
    migrazioni.
    Nel 1643, tuttavia,  si arrivò a comprendere la natura della pressione
    atmosferica e si vide ben presto che l'atmosfera non poteva estendersi
    al  di  là  di  pochi  (relativamente)  chilometri sopra la superficie
    terrestre.  Quasi tutto lo spazio compreso tra la terra e la luna  era
    vuoto, così che non potevano penetrarvi trombe marine né volarvi oche.
    Il  problema  di raggiungere la luna divenne improvvisamente molto più
    arduo, ma sempre non insuperabile.
    Nel 1649 apparve il libro "Gli  stati  e  imperi  della  luna",  dello
    scrittore e spadaccino francese Cyrano de Bergerac.  Nel suo racconto,
    Cyrano elenca sette modi con  cui  sarebbe  possibile  raggiungere  la
    luna.  Sei  di  questi erano assolutamente sbagliati per una ragione o
    per l'altra, ma il settimo metodo si basava sull'uso di razzi. I razzi
    costituivano in effetti l'unico metodo conosciuto all'epoca (e per  la
    verità, anche oggi) per potersi spostare nel vuoto.
    La  base  teorica dei razzi non fu però compresa che nel 1687,  quando
    Newton pubblicò la sua grande opera,  "Principia  Mathematica",  nella
    quale, tra l'altro, esponeva le sue tre leggi del moto. La terza legge
    è  comunemente nota come legge di azione e reazione: quando si applica
    una forza in una direzione,  una forza uguale agisce  nella  direzione
    opposta.  Quindi,  se un razzo emette una certa quantità di materia in
    una direzione,  si sposterà in direzione opposta,  e lo farà tanto nel
    vuoto che nell'aria.  Anzi,  lo farà più facilmente nel vuoto,  in cui
    manca la resistenza dell'aria al moto.  (La diffusa  credenza  che  il
    razzo abbia bisogno di qualcosa «contro cui far forza» è erronea.)

    I razzi.

    I  razzi non erano del resto solo una questione teorica: ne esistevano
    secoli prima che Cyrano scrivesse e Newton teorizzasse.
    I cinesi fin dal tredicesimo secolo  avevano  inventato  e  usato  dei
    piccoli  razzi  per  la  guerra  psicologica  -  cioè per spaventare i
    nemici.  La civiltà occidentale moderna ha convertito i razzi a  scopi
    più  cruenti:  nel  1801,  un esperto inglese di artiglieria,  William
    Congreve,  avendo sentito parlare dell'uso dei razzi in Oriente,  dove
    le  truppe  indiane  li avevano lanciati contro gli inglesi intorno al
    1780,  ideò diversi missili micidiali.  Alcuni di questi furono  usati
    contro  gli  Stati  Uniti nella guerra del 1812,  più precisamente per
    bombardare Fort McHenry nel 1814, fatto che ispirò Francis Scott Key a
    cantare il «rosso bagliore dei razzi» in  "Star-Spangled  Banner".  Le
    armi   a   razzo   persero   di  importanza  di  fronte  ai  progressi
    dell'artiglieria convenzionale  in  fatto  di  gittata,  precisione  e
    potenza.  Tuttavia  la  seconda  guerra  mondiale vide lo sviluppo del
    bazooka americano e della «katiuscia»  sovietica,  che  sono  entrambi
    essenzialmente  cariche  esplosive spinte da razzi.  Anche gli aerei a
    reazione, su scala molto maggiore,  applicano il principio di azione e
    reazione dei razzi.
    Verso   l'inizio   del   ventesimo  secolo,   due  uomini  concepirono
    indipendentemente un uso nuovo e  più  sofisticato  dei  razzi  -  per
    l'esplorazione  delle  zone  superiori  dell'atmosfera e dello spazio.
    Erano un russo,  Konstantin Eduardovic' Tsiolkovsky,  e un  americano,
    Robert Hutchings Goddard.  (E' davvero strano, in vista degli sviluppi
    successivi,  che un russo e un americano siano stati  i  primi  araldi
    dell'era  della missilistica,  anche se un inventore tedesco dotato di
    grande immaginazione, Hermann Ganswindt,  avanzò anch'egli,  in quella
    stessa  epoca,  delle  proposte  ancora  più  ambiziose,  benché  meno
    sistematiche e scientifiche.)
    Il russo fu il primo a fare delle sue congetture e  dei  suoi  calcoli
    oggetto  di  pubblicazione,  fra  il  1903  e il 1913,  mentre Goddard
    pubblicò solo nel 1919. Ma Goddard fu il primo a mettere in pratica le
    speculazioni teoriche: il 16 marzo del 1926,  da una fattoria  coperta
    di neve ad Auburn,  nel Massachusetts,  sparò un razzo che raggiunse i
    60 metri di altezza.  La cosa notevole del suo razzo  era  che  veniva
    azionato  da  un  propellente  liquido,  e  non  da  polvere da sparo.
    Inoltre,  mentre i razzi ordinari,  i bazooka e gli aerei  a  reazione
    fanno  uso  dell'ossigeno dell'aria circostante,  il razzo di Goddard,
    progettato per funzionare nello  spazio  esterno,  doveva  trasportare
    anche il carburante sotto forma di ossigeno liquido ("lox", come viene
    chiamato oggi nel gergo degli addetti ai lavori).
    Nel diciannovesimo secolo Jules Verne,  in un romanzo di fantascienza,
    aveva pensato di ricorrere a un cannone per lanciare un veicolo  verso
    la  luna:  ma  un cannone fornisce tutta l'energia in una volta,  alla
    partenza,   quando  l'atmosfera  è  più  densa  e  offre  la   massima
    resistenza.  Inoltre,  usando  il  cannone si ottiene al momento della
    partenza  tutta  l'accelerazione  necessaria,   ed  essa  è  tale   da
    stritolare  qualsiasi  essere  umano posto all'interno della navicella
    spaziale,  trasformandolo in una poltiglia sanguinolenta  di  carne  e
    ossa.
    I  razzi di Goddard invece si alzavano lentamente,  per poi guadagnare
    in velocità e fornire la spinta finale nell'atmosfera  più  rarefatta,
    in  cui la resistenza è bassa.  Aumentando gradualmente la velocità si
    può mantenere  l'accelerazione  a  livelli  sopportabili,  cosa  molto
    importante nel caso di veicoli occupati da esseri umani.
    Sfortunatamente  le  realizzazioni  di  Goddard  non ricevettero alcun
    riconoscimento,  se non da parte dei suoi vicini  inferociti,  che  si
    rivolsero  alle autorità affinché lo costringessero ad andare a fare i
    suoi esperimenti altrove.  Goddard proseguì lanciando i suoi razzi  in
    luoghi  più  appartati;  tra  il  1930  e  il  1935,  i  suoi  veicoli
    raggiunsero velocità prossime ai 900 chilometri all'ora e altezze fino
    a 2400 metri.  Goddard sviluppò anche sistemi per dirigere un razzo in
    volo  e  usò  dei  giroscopi  per  mantenerlo  nella direzione voluta.
    Inoltre brevettò l'idea dei razzi a più stadi.  Dato che a ogni stadio
    successivo  un  razzo  perde  parte  del  proprio  peso mentre sfrutta
    l'elevata velocità impressa dallo stadio precedente, un razzo composto
    da diversi stadi può raggiungere velocità e altezze molto superiori  a
    quelle  di  un  razzo  in cui la stessa quantità di combustibile venga
    usata in un unico stadio.
    Durante la seconda guerra mondiale,  la marina statunitense  sostenne,
    anche  se  con  scarsa convinzione,  ulteriori esperimenti di Goddard.
    Nello stesso periodo il governo tedesco concentrò grandi sforzi  nella
    ricerca missilistica;  i ricercatori erano un gruppo di giovani che si
    ispiravano soprattutto al lavoro  di  Hermann  Oberth,  un  matematico
    romeno  che,  nel  1923,  aveva scritto sull'argomento dei razzi e dei
    veicoli  spaziali  indipendentemente  da  Tsiolkovsky  e  Goddard.  La
    ricerca in Germania ebbe inizio nel 1935 e culminò nella realizzazione
    della  V-2.  Sotto  la  guida dell'esperto di missilistica Wernher von
    Braun (che,  dopo la seconda guerra mondiale,  avrebbe  messo  il  suo
    talento a disposizione degli Stati Uniti),  nel 1942 venne lanciato il
    primo vero missile a razzo. La V-2 divenne operativa nel 1944,  troppo
    tardi  perché  i  nazisti  vincessero la guerra,  benché arrivassero a
    lanciarne complessivamente 4300, delle quali 1230 colpirono Londra.  I
    missili  di  von  Braun uccisero 2511 inglesi e ne ferirono seriamente
    altri 5869.
    Il 10 agosto 1945,  quasi lo stesso giorno della  fine  della  guerra,
    Goddard  morì  -  appena  in  tempo per vedere finalmente divampare la
    scintilla da  lui  accesa.  Gli  Stati  Uniti  e  l'Unione  Sovietica,
    stimolati dal successo della V-2, si impegnarono a fondo nella ricerca
    sui  razzi,  cercando  ciascuno  di  accaparrarsi  il  maggior  numero
    possibile di esperti tedeschi.
    In un primo tempo gli Stati Uniti usarono le V-2 di cui  erano  venuti
    in possesso per esplorare gli strati superiori dell'atmosfera;  ma nel
    1952 tale scorta si esaurì. In seguito vennero costruiti razzi vettori
    sempre più grandi e più avanzati tanto negli  Stati  Uniti  quanto  in
    Unione Sovietica, e il progresso divenne continuo.

    Esplorazione della luna.

    Una  nuova  era ebbe inizio allorché,  il 4 ottobre 1957 (a meno di un
    mese dal centenario della nascita di Tsiolkovsky),  l'Unione Sovietica
    mise  in  orbita  il primo satellite artificiale,  lo "Sputnik Primo".
    Esso ruotava intorno alla terra seguendo un'orbita ellittica -  a  una
    distanza  di  250  chilometri  dalla superficie della terra (o di 6600
    chilometri dal suo centro) al perigeo e di 900 chilometri  all'apogeo.
    Un'orbita  ellittica  è  in  un  certo  senso simile al percorso di un
    ottovolante.  Spostandosi dall'apogeo al perigeo,  il satellite va  in
    discesa,  per  così  dire,  e la sua energia potenziale gravitazionale
    diminuisce; la velocità, di conseguenza, aumenta, così che al perigeo,
    quando il satellite inizia a risalire,  la  sua  velocità  è  massima,
    proprio come accade in un ottovolante. Il satellite perde velocità nel
    salire  (di  nuovo  come l'ottovolante) e quando raggiunge l'apogeo la
    sua velocità è minima: da lì ricomincia la discesa verso il basso.
    Lo "Sputnik Primo" attraversava,  al  perigeo,  gli  strati  rarefatti
    dell'alta  atmosfera;  la resistenza dell'aria,  anche se scarsa,  era
    sufficiente a rallentare un poco il satellite a ogni giro. Pertanto lo
    "Sputnik Primo"  non  riusciva  a  raggiungere,  a  ogni  rivoluzione,
    l'altezza  che  aveva  all'apogeo  della  rivoluzione  precedente,  ma
    scendeva lentamente descrivendo una spirale.  Alla  fine  perse  tanta
    energia  che  l'attrazione  terrestre  ebbe il sopravvento,  facendolo
    penetrare negli  strati  più  densi  dell'atmosfera,  dove  bruciò  in
    conseguenza dell'attrito dell'aria.
    La  rapidità con cui l'orbita di un satellite degenera nel modo appena
    descritto dipende in parte dalla massa del satellite,  in parte  dalla
    sua  forma  e in parte dalla densità dell'aria che attraversa.  Questo
    consente di calcolare la densità dell'atmosfera a un dato  livello.  I
    satelliti  ci hanno fornito le prime misurazioni dirette della densità
    dell'atmosfera superiore,  la quale è risultata più elevata di  quanto
    si era creduto;  tuttavia, all'altezza di 240 chilometri, per esempio,
    è ugualmente solo un decimilionesimo  della  densità  al  livello  del
    mare, e a 360 chilometri è solo un trilionesimo.
    Non  si devono,  però,  considerare troppo sbrigativamente irrilevanti
    queste piccolissime quantità d'aria:  perfino  a  un'altezza  di  1600
    chilometri,  dove  la densità dell'atmosfera è solo un quadrilionesimo
    di quella a livello del mare,  il tenue filo di aria esistente ha  una
    densità  che  è  un  miliardo  di  volte  quella  dei gas nello spazio
    esterno.  L'involucro gassoso che circonda la terra si estende fino  a
    grandi distanze.
    L'Unione  Sovietica  non rimase a lungo sola in questo campo: nel giro
    di quattro mesi gli Stati Uniti la raggiunsero, mettendo in orbita, il
    30 gennaio 1958, il loro primo satellite, l'"Explorer Primo".
    Dopo che furono messi in orbita intorno alla terra i primi  satelliti,
    gli  occhi si appuntarono sulla luna con desiderio ancora più intenso,
    anche se la luna aveva perso un  po'  del  suo  fascino,  perché,  pur
    essendo un mondo e non solo una luce nel cielo, non era più quel mondo
    di cui si era fantasticato in precedenza.
    Prima del telescopio di Galileo si era sempre pensato che,  se i corpi
    celesti erano dei mondi, dovevano certamente essere popolati da esseri
    viventi,  che potevano essere degli  umanoidi  intelligenti.  I  primi
    racconti  di  fantascienza sulla luna davano per scontato qualcosa del
    genere,  e altrettanto  facevano  i  successivi,  in  pieno  ventesimo
    secolo.
    Nel 1835 uno scrittore inglese, Richard Adams Locke, aveva scritto una
    serie  di  articoli  per  il  «New York Sun»,  in cui si pretendeva di
    riferire che  seri  studi  scientifici  della  superficie  della  luna
    avevano  portato  alla scoperta di molte specie di esseri viventi.  Le
    descrizioni  erano  dettagliate:  milioni  di  persone  vi  credettero
    immediatamente.
    Eppure non era occorso molto tempo,  da quando Galileo aveva osservato
    il nostro satellite con il  telescopio,  per  capire  che  non  poteva
    esistere  vita  sulla luna.  La sua superficie non era mai nascosta da
    nuvole o nebbie. La linea di separazione tra l'emisfero scuro e quello
    illuminato  era  sempre  netta,   così  che  non  vi  era   crepuscolo
    osservabile.  I  «mari»  oscuri,  ritenuti  da Galileo masse di acqua,
    erano risultati luoghi cosparsi di piccoli crateri:  si  trattava,  al
    massimo,  di  masse di sabbia relativamente piane.  Ben presto apparve
    evidente che sulla luna non c'erano né acqua né aria - quindi,  nessun
    genere di vita.
    Tuttavia  questa conclusione era forse affrettata.  Che cosa si sapeva
    della faccia nascosta della luna,  mai  vista  da  essere  umano?  Non
    poteva  darsi  che  vi fossero sotto la superficie piccole quantità di
    acqua che,  se insufficienti per alimentare forme complesse  di  vita,
    potevano  forse  sostentare l'equivalente dei batteri?  Oppure,  anche
    ammesso che non esistesse affatto la vita,  non potevano  esserci  nel
    suolo  delle  sostanze chimiche che rappresentassero una lenta e forse
    abortita evoluzione verso la vita?  Ma,  anche se non c'era  nulla  di
    simile,  attendevano  ancora risposta molte domande sulla luna che non
    avevano niente a che fare con la vita.  Dove si era formata?  Qual era
    la sua struttura mineralogica? Quale la sua età?
    Pertanto,  non  molto  tempo  dopo  il  lancio di "Sputnik Primo",  si
    cominciò a usare la nuova tecnica per  esplorare  la  luna.  La  prima
    "sonda  lunare" - cioè,  il primo satellite destinato a passare vicino
    alla luna - fu lanciata con pieno successo dall'Unione Sovietica il  2
    gennaio 1959.  Era "Lunik Primo", il primo oggetto costruito dall'uomo
    a entrare in orbita intorno al sole.  Entro due mesi gli  Stati  Uniti
    avrebbero fatto altrettanto.
    Il  12  settembre  1959  i  sovietici  lanciarono "Lunik Secondo" e lo
    diressero in modo che centrasse la luna.  Per  la  prima  volta  nella
    storia,  un  oggetto  fabbricato  dall'uomo  andava  a  posarsi  sulla
    superficie di  un  altro  mondo.  Poi,  un  mese  dopo,  il  satellite
    sovietico  "Lunik  Terzo"  passò dietro la luna e puntò una telecamera
    sulla faccia invisibile dalla terra.  Per quaranta minuti le  immagini
    dell'altra  faccia  della  luna  furono  ritrasmesse  a  terra  da una
    distanza di 64 mila chilometri dalla superficie lunare. Erano confuse,
    di cattiva qualità,  ma mostravano qualcosa di  interessante.  L'altra
    faccia  della  luna  era  quasi  priva  di  «mari»  del tipo che siamo
    abituati a scorgere sulla faccia visibile dalla terra.  La ragione  di
    tale asimmetria non è del tutto chiara. Presumibilmente i mari si sono
    formati  relativamente  tardi nella storia della luna,  quando una sua
    faccia era già rivolta permanentemente verso  la  terra,  e  i  grandi
    meteoriti  che hanno determinato la formazione dei mari furono deviati
    dalla gravità terrestre verso la faccia lunare a noi più vicina.
    Ma l'esplorazione lunare era solo all'inizio. Nel 1964 gli Stati Uniti
    lanciarono una sonda,  "Ranger 7",  destinata a colpire la  superficie
    lunare,  scattando  delle  fotografie  durante l'avvicinamento.  Il 31
    luglio 1964 la sonda portò felicemente  a  termine  la  sua  missione,
    avendo  ripreso  4316 immagini di una zona oggi chiamata Mare Cognitum
    (mare noto).  All'inizio del 1965,  "Ranger 8" e "Ranger 9" colsero un
    successo se possibile ancora maggiore.  Queste sonde lunari rivelarono
    che la superficie della luna era compatta (o  nel  peggiore  dei  casi
    sassosa)  e  non  già  ricoperta dallo spesso strato di polvere di cui
    alcuni astronomi avevano supposto l'esistenza. Le sonde mostrarono che
    anche quelle aree che al telescopio apparivano  più  piatte  erano  in
    realtà disseminate di crateri troppo piccoli per essere visibili dalla
    terra.
    La  sonda  sovietica  "Luna  Nona"  riuscì a effettuare un "allunaggio
    morbido" (cioè senza distruggersi)  il  3  febbraio  1966  e  trasmise
    fotografie scattate al livello del suolo. Il 3 aprile 1966 i sovietici
    collocarono   "Luna  Decima"  in  un'orbita  circumlunare  che  veniva
    percorsa in tre ore;  la sonda misurava la radioattività emessa  dalla
    superficie  lunare:  da tale misurazione si dedusse che le rocce della
    superficie erano simili al basalto che giace sul fondale degli  oceani
    terrestri.
    Gli  esperti  americani  proseguirono  in  questa stessa direzione con
    lanci basati  su  una  tecnologia  ancor  più  sofisticata.  Il  primo
    allunaggio  morbido  americano  fu  quello  di "Surveyor 1",  il primo
    giugno del 1966.  Nel settembre del  1967  "Surveyor  5"  prelevava  e
    analizzava  campioni  di  terreno  lunare  sotto controllo-radio dalla
    terra.  Il terreno si dimostrò realmente di tipo basaltico e  si  vide
    che conteneva particelle di ferro, probabilmente di origine meteorica.
    Il  10  agosto 1966 vennero messe in orbita intorno alla luna le prime
    sonde  americane.   Questi  Lunar  Orbiters   scattarono   dettagliate
    fotografie  di  ogni parte del nostro satellite,  e si pervenne così a
    una conoscenza estremamente  particolareggiata  delle  caratteristiche
    della  sua  superficie  (anche  nella parte che rimane permanentemente
    nascosta alla nostra vista).  Inoltre vennero  scattate  straordinarie
    fotografie della terra vista dalle vicinanze della luna.
    I crateri lunari,  detto per inciso,  erano stati chiamati con il nome
    di astronomi e di grandi uomini del passato;  poiché la maggior  parte
    di  tali  nomi  erano  stati  dati  dall'astronomo  italiano  Giovanni
    Battista Riccioli intorno al 1650,  i più grandi crateri  erano  stati
    dedicati agli astronomi dell'epoca precedente,  come Copernico,  Tycho
    Brahe e Keplero,  o a  quelli  greci,  come  Aristotele,  Archimede  e
    Tolomeo.
    L'altra  faccia  della  luna,  svelata  per  la  prima volta da "Lunik
    Terzo",  offriva nuove opportunità.  I russi,  come era loro  diritto,
    assegnarono   i   nomi   ad  alcune  delle  conformazioni  lunari  più
    appariscenti.  Oltre al cratere Tsiolkovsky  (il  grande  profeta  dei
    viaggi  spaziali),  si  ebbero così anche i crateri Lomonosov e Popov,
    dedicati a due chimici  russi  della  fine  del  diciottesimo  secolo.
    Crateri  furono  dedicati  anche  a  personaggi  occidentali,  tra cui
    Maxwell,  Hertz,  Edison,  Pasteur e i Curie,  tutti citati in  questo
    libro.  Tra  i  nomi  più  appropriati comparve quello dello scrittore
    francese Jules Verne, un vero pioniere della fantascienza.
    Nel 1970 si conosceva ormai l'altra faccia della luna abbastanza  bene
    perché  fosse  possibile  denominare  i  suoi aspetti salienti in modo
    sistematico.   Una  commissione   internazionale,   sotto   la   guida
    dell'astronomo  americano  Donald Howard Menzel,  assegnò centinaia di
    nomi, onorando grandi uomini del passato che avevano contribuito in un
    modo o nell'altro al progresso della scienza. Crateri molto importanti
    vennero dedicati a personalità russe come Mendeleev (che fu il primo a
    elaborare la tavola periodica degli elementi,  vedi capitolo sesto)  e
    Gagarin,  che  era  stato  il  primo  uomo a compiere un volo orbitale
    intorno alla terra,  e più tardi era rimasto vittima di  un  incidente
    aereo.  Altri  aspetti  salienti  della  luna  permisero di onorare la
    memoria dell'astronomo olandese Hertzsprung,  del matematico  francese
    Galois,  del fisico italiano Fermi,  del matematico americano Wiener e
    del fisico britannico Cockcroft.  In un'area limitata possiamo trovare
    Nernst,  Roentgen,  Lorentz,  Moseley,  Einstein, Bohr e Dalton, tutte
    figure di primo piano nello sviluppo  della  teoria  atomica  e  nello
    studio della struttura subatomica.
    L'interesse  di  Menzel  per  la  divulgazione  scientifica  e  per la
    fantascienza  è  testimoniato  dal  fatto  che  egli   abbia   voluto,
    giustamente,  dedicare  alcuni  crateri  a  coloro che contribuirono a
    suscitare l'entusiasmo di un'intera generazione per il volo  spaziale,
    in un periodo in cui la scienza ortodossa lo ignorava,  considerandolo
    una chimera.  Così un cratere ricorda Hugo Gernsback,  che pubblicò le
    prime   riviste   negli   Stati   Uniti  dedicate  completamente  alla
    fantascienza,  e un altro cratere è dedicato a  Willy  Ley,  che,  tra
    tutti  gli scrittori,  fu quello che con maggior precisione e costanza
    descrisse le vittorie e le possibilità della missilistica.

    Gli astronauti e la luna.

    Tuttavia,  l'esplorazione della luna con sonde senza  equipaggio,  per
    esaltante  e  fruttuosa  che potesse risultare,  non bastava.  Non era
    possibile  che  degli  esseri  umani  salissero  a  bordo  dei  razzi?
    Occorsero  soltanto  tre  anni  e  mezzo dopo il lancio dello "Sputnik
    Primo" perché si facesse il primo passo in tale direzione.
    Il 12 aprile 1961 il cosmonauta sovietico  Jurij  Alekseevic'  Gagarin
    compì  un volo orbitale e fece ritorno sano e salvo.  Pochi mesi dopo,
    il 6 agosto, un altro cosmonauta sovietico,  German Stepanovic' Titov,
    descrisse  diciassette  orbite prima di atterrare,  restando 24 ore in
    volo libero.  Il 20 febbraio 1962 gli Stati Uniti misero per la  prima
    volta  un  uomo  in orbita: l'astronauta John Herschel Glenn compì tre
    orbite intorno alla  terra.  Da  allora  decine  di  uomini  lo  hanno
    seguito, restando, in alcuni casi, nello spazio per mesi. Il 16 giugno
    1963 venne lanciata una cosmonauta sovietica,  Valentina V. Tereskova,
    che rimase in volo libero per 71 ore,  compiendo in tutto  17  orbite.
    Nel 1983, l'astronauta Sally Ride fu la prima donna americana a essere
    messa in orbita.
    Sono  stati  lanciati  anche  veicoli  spaziali  con a bordo due o tre
    uomini.  Il primo di tali lanci fu  quello  dei  cosmonauti  sovietici
    Vladimir M.  Komarov,  Konstantin P. Feokstitov e Boris G. Yegorov, il
    12 ottobre 1964.  Gli  americani  misero  in  orbita  "Virgil  Primo".
    Grissom  e John W.  Young nella prima missione con più uomini a bordo,
    effettuata il 23 marzo 1965.
    Il primo uomo che uscì dal suo veicolo nello spazio fu  il  cosmonauta
    sovietico Alekseij A.  Leonov,  il 18 marzo 1965.  La sua "passeggiata
    spaziale" fu ripetuta dall'astronauta americano Edward H. White,  il 3
    giugno 1965.
    Anche  se fino al 1965 quasi tutte le «prime» nello spazio erano state
    fatte dai sovietici,  in  seguito  furono  gli  americani  a  portarsi
    all'avanguardia.  Veicoli  con  uomini  a  bordo  fecero manovra nello
    spazio,  furono effettuati dei rendez-vous e degli agganci tra veicoli
    diversi, e si prese ad avventurarsi a distanze sempre maggiori.
    Tuttavia  il programma spaziale non fu privo di tragedie.  Nel gennaio
    1967 tre astronauti americani -  Grissom,  White  e  Roger  Chaffee  -
    morirono  a terra in un incendio scoppiato nella loro capsula spaziale
    durante prove di routine. Poi, il 23 aprile 1967,  Komarov morì per il
    funzionamento  difettoso del suo paracadute durante il rientro.  Fu il
    primo uomo a morire nel corso di un volo spaziale.
    Il piano americano per raggiungere la luna  con  un  veicolo  con  tre
    uomini  a  bordo  (il  programma  Apollo)  fu rinviato in seguito alla
    tragedia;  si progettarono capsule spaziali diverse  che  garantissero
    una maggior sicurezza, ma il programma non venne abbandonato. Il primo
    veicolo Apollo con uomini a bordo,  l'"Apollo 7",  venne lanciato l'11
    ottobre 1968; comandava l'equipaggio di tre uomini Walter M.  Schirra.
    "Apollo  8",  lanciato il 21 dicembre 1968,  sotto il comando di Frank
    Borman giunse vicino alla luna e le girò  attorno  a  breve  distanza.
    Anche "Apollo 10",  lanciato il 18 maggio 1969,  si accostò alla luna,
    sganciò il modulo lunare e lo fece scendere a meno  di  15  chilometri
    dalla superficie del satellite.
    Infine,  il 16 luglio 1969,  fu lanciato "Apollo 11", sotto il comando
    di Neil A. Armstrong.  Il 20 luglio Armstrong fu il primo essere umano
    a mettere piede sul suolo di un altro mondo.
    Da allora sono state lanciate altre sei capsule Apollo. Cinque di esse
    -  12,  14,  15,  16  e  17 - portarono a termine le loro missioni con
    straordinario successo.  "Apollo 13" ebbe dei problemi nello spazio  e
    fu  obbligata  a  far  ritorno  senza essere atterrata sulla luna,  ma
    riuscì a rientrare senza perdite di vite umane.
    Il programma spaziale dei sovietici non ha ancora previsto voli  sulla
    luna con presenza di esseri umani.  Tuttavia, il 12 settembre 1970, fu
    lanciato sul nostro satellite un veicolo senza equipaggio, che dopo un
    riuscito allunaggio morbido,  raccolse e riportò sulla terra  campioni
    di  suolo  e  di rocce.  In seguito un veicolo automatizzato sovietico
    scese sulla luna e si mosse sulla sua superficie per mesi, comandato a
    distanza, inviando sulla terra numerosi dati.
    La conclusione più significativa ottenuta  dallo  studio  delle  rocce
    riportate da queste varie missioni,  è che la luna,  a quanto pare,  è
    del tutto priva di vita.  Sembra  che  la  sua  superficie  sia  stata
    esposta a un intenso calore,  perché è ricoperta da frammenti vetrosi,
    i quali,  a loro volta,  sembrano indicare  una  fusione  superficiale
    delle  rocce.  Non è stata trovata traccia alcuna di acqua,  e neppure
    qualche indizio che possa esservi dell'acqua sotto alla superficie,  o
    che ve ne sia stata nel passato.  Non vi è vita,  e neppure traccia di
    sostanze chimiche che si possano mettere in relazione con la vita.
    Dal dicembre 1971 in poi non ci sono più stati  allunaggi;  e  per  il
    momento  non  ve  ne  sono  neppure  in  programma.  E' comunque fuori
    discussione il fatto che ormai la nostra tecnologia sia  in  grado  di
    portare  degli  esseri  umani,  o  le loro macchine,  sulla superficie
    lunare ogniqualvolta ciò appaia desiderabile,  e intanto il  programma
    spaziale prosegue in altre direzioni.

    VENERE E MERCURIO.
    Dei pianeti che girano intorno al sole,  due - Venere e Mercurio - gli
    sono più vicini della terra.  Mentre la distanza media della terra dal
    sole  è di circa 150 milioni di chilometri,  quella di Venere è di 108
    milioni e quella di Mercurio di 58 milioni di chilometri.
    Ne consegue che noi non vediamo mai Venere o Mercurio  molto  distanti
    dal sole. Venere, vista dalla terra, non può mai apparire distante dal
    sole più di 47 gradi,  e Mercurio più di 28. Quando si trova a est del
    sole, Venere - o Mercurio - è visibile la sera nella parte occidentale
    del cielo, dopo il tramonto del sole,  che segue in breve tempo,  e in
    tal caso prende la denominazione di "stella della sera".
    Quando  invece  Venere - o Mercurio - sta percorrendo la parte opposta
    della propria orbita e si trova a occidente del sole, è visibile prima
    dell'alba,  allorché sorge a oriente prima del sole,  e scompare  poco
    dopo  nello  splendore  di quest'ultimo: in tal caso prende il nome di
    "stella del mattino".
    In un primo tempo fu naturale credere che le due stelle della  sera  e
    le  due stelle del mattino fossero quattro stelle distinte.  Ma un po'
    alla volta gli osservatori si accorsero che quando vi  era  nel  cielo
    una  delle stelle della sera,  non vi era mai la corrispondente stella
    del mattino,  e viceversa.  Si cominciò a comprendere che c'erano  due
    pianeti, ciascuno dei quali faceva la spola da una parte all'altra del
    sole,  fungendo  alternativamente  da  stella  della sera e stella del
    mattino.  Il primo greco che espresse quest'idea fu,  nel sesto secolo
    avanti  Cristo,   Pitagora,  il  quale  forse  lo  aveva  appreso  dai
    babilonesi.
    Dei due pianeti, Venere è di gran lunga il più facile da osservare. In
    primo luogo,  è più vicino alla terra.  Quando la terra  e  Venere  si
    trovano  dalla  stessa  parte  rispetto al sole,  la loro distanza può
    ridursi anche a soli 40 milioni di chilometri;  in quel momento Venere
    dista  da  noi  soltanto un centinaio di volte più della luna.  Nessun
    corpo celeste di una certa grandezza (eccetto la luna) ci si  avvicina
    più di Venere.  La distanza media tra Mercurio e la terra, quando sono
    dalla stessa parte del sole, è di circa 92 milioni di chilometri.
    Oltre a essere più vicina alla terra (per lo meno  quando  entrambi  i
    pianeti si trovano dalla stessa parte rispetto al sole),  Venere è più
    grande di Mercurio e riceve più luce dal sole.  Venere ha un  diametro
    di  12111  chilometri  mentre  il  diametro di Mercurio è di soli 4850
    chilometri.  Infine,  Venere è avvolta da nubi e riflette una frazione
    maggiore  (rispetto  a  Mercurio)  della  luce solare che la colpisce.
    Mercurio non  ha  atmosfera,  così  che  sono  solo  le  sue  rocce  a
    riflettere la luce (come accade anche per la luna).
    Ne consegue che Venere,  quando è al massimo del suo splendore, ha una
    magnitudine di meno 4,22: è quindi 12,6 volte più splendente di Sirio,
    la stella più luminosa; anzi,  esclusi il sole e la luna,  è l'oggetto
    più luminoso del cielo.  Venere è talmente splendente che in una notte
    buia,  senza luna,  può proiettare un'ombra rilevabile.  Mercurio,  al
    massimo del suo splendore, ha una magnitudine di meno 1,2 soltanto, il
    che  lo  rende luminoso quasi quanto Sirio,  ma pur sempre diciassette
    volte meno di Venere quando questa è al suo massimo splendore.
    La vicinanza di Mercurio al sole fa sì  che  esso  sia  visibile  solo
    vicino  all'orizzonte  e  quando il cielo è rischiarato dal tramonto o
    dall'alba.  Pertanto,  nonostante la  sua  luminosità,  il  pianeta  è
    difficile  da osservarsi.  Si è sostenuto che Copernico stesso non sia
    mai riuscito a vederlo.
    Il fatto che Venere e Mercurio si trovino sempre nelle  vicinanze  del
    sole,  e  oscillino  da  una parte all'altra di quest'ultimo,  indusse
    naturalmente qualcuno a supporre che i due pianeti  girassero  intorno
    al sole e non alla terra. Quest'idea venne avanzata per la prima volta
    dall'astronomo  greco  Eraclide verso il 350 avanti Cristo,  ma non fu
    accettata fino a quando Copernico non la ripropose,  diciannove secoli
    più tardi, non solo per Mercurio e Venere, ma per tutti i pianeti.
    Se  Copernico aveva ragione,  e Venere era un corpo opaco che brillava
    di luce solare riflessa (come la luna), allora, osservata dalla terra,
    Venere avrebbe dovuto presentare delle fasi,  proprio  come  la  luna.
    L'11 dicembre 1610 Galileo,  osservando Venere al telescopio, vide che
    la sua sfera era illuminata solo in parte. Ripetendo le osservazioni a
    intervalli regolari di tempo,  Galileo trovò che  Venere  mostrava  le
    fasi,  come la luna.  Questo fu praticamente il colpo di grazia per la
    vecchia concezione geocentrica del sistema planetario,  che non era in
    grado  di  spiegare  le  fasi  di Venere,  benché queste fossero state
    effettivamente osservate. Infine, anche per Mercurio vennero osservate
    le fasi.
    L'osservazione di Venere e di Mercurio al telescopio era difficoltosa.
    Mercurio è così vicino al sole, così piccolo e distante,  che ben poco
    si  poteva desumere dal moto di qualche tratto riconoscibile sulla sua
    superficie.   L'astronomo  italiano  Giovanni  Virginio  Schiaparelli,
    tuttavia,   studiò  tali  tratti  a  intervalli  regolari  con  grande
    attenzione,  e,  sulla base del loro mutamento  nel  tempo,  nel  1889
    annunciò che Mercurio ruotava sul proprio asse in 88 giorni.
    La  cosa sembrava ragionevole,  dal momento che Mercurio compiva anche
    la sua rivoluzione intorno al sole in 88  giorni;  essendo  abbastanza
    vicino al sole da avere con esso, come si dice, un forte accoppiamento
    gravitazionale  (come  accade  alla  luna con la terra),  poteva avere
    uguale periodo di rotazione e di rivoluzione.
    Venere,  pur essendo più grande di Mercurio e più vicina  alla  terra,
    era  ancora  più  difficile  da  studiare,  perché era permanentemente
    oscurata da uno spesso e ininterrotto strato di nubi e  si  presentava
    all'occhio  degli osservatori come una distesa bianca indifferenziata.
    Nessuno conosceva il suo periodo di rotazione, ma alcuni pensavano che
    anche Venere potesse essere in forte accoppiamento gravitazionale  con
    il  sole,  e  avere  un  periodo  di  rotazione  uguale  al periodo di
    rivoluzione di 224,7 giorni.
    La situazione mutò radicalmente con  lo  sviluppo  delle  tecniche  di
    impiego  del  radar.  Come è noto,  il radar si basa sull'emissione di
    fasci di microonde,  che possono essere riflesse dagli oggetti,  e sul
    successivo  rilevamento  di  tali  fasci riflessi.  Durante la seconda
    guerra mondiale, i radar erano stati usati per rivelare la presenza di
    aerei;  ma  anche  i  corpi  celesti  potevano  rinviare  i  fasci  di
    microonde.
    Nel  1946,  per esempio,  uno scienziato ungherese,  Zoltan Lajos Bay,
    fece riflettere sulla luna un  fascio  di  microonde  e  ne  ricevette
    l'eco.
    La  luna  però costituiva un bersaglio relativamente facile.  Nel 1961
    tre distinti gruppi americani,  un gruppo inglese  e  un  altro  russo
    riuscirono  a inviare fasci di microonde fino a Venere,  captandone il
    riflesso.  Questi fasci viaggiavano alla velocità della  luce,  che  a
    quell'epoca  era  ormai  nota con grande precisione.  In base al tempo
    impiegato dal fascio per raggiungere Venere  e  tornare  indietro  era
    possibile  calcolare  la  distanza  di  Venere  in  quel  momento  con
    precisione maggiore di quanto non fosse stato possibile in precedenza.
    Determinato tale  valore,  si  poterono  ricalcolare  tutte  le  altre
    distanze  nel  sistema solare,  dato che si conosceva con esattezza la
    disposizione relativa degli altri pianeti.
    Vi è di più: tutti gli oggetti che hanno  temperatura  superiore  allo
    zero  assoluto (e nessun corpo raggiunge tale temperatura) emettono in
    continuazione fasci di microonde.  Dalla distribuzione delle lunghezze
    d'onda  nel  fascio  è  possibile  calcolare  la temperatura del corpo
    emittente.
    Nel 1962 furono captate delle microonde emesse dalla faccia oscura  di
    Mercurio,  cioè  dalla  porzione  della  sfera  visibile  che  non era
    illuminata dal sole.  Se il periodo di  rotazione  di  Mercurio  fosse
    stato  veramente  di 88 giorni,  una faccia del pianeta avrebbe dovuto
    essere rivolta sempre verso il sole e  quindi  avrebbe  dovuto  essere
    molto calda,  mentre la faccia opposta avrebbe dovuto essere sempre al
    buio e  quindi  molto  fredda.  Invece  risultò,  dalla  natura  delle
    microonde   emesse,   che  la  faccia  oscura  aveva  una  temperatura
    considerevolmente più alta di quanto ci si era aspettato,  e  pertanto
    doveva essere periodicamente illuminata dal sole.
    Se  un  fascio  di  microonde viene riflesso da un corpo in rotazione,
    subisce  determinate  modificazioni  a  causa  del   movimento   della
    superficie;  la  natura  di  tali cambiamenti permette di calcolare la
    velocità di rotazione della superficie stessa.  Nel 1965 due ingegneri
    elettrotecnici americani,  Rolf Buchanan Dyce e Gordon H.  Pettengill,
    che lavoravano sulla riflessione dei fasci  di  microonde,  scoprirono
    che la superficie di Mercurio ruotava più velocemente di quanto si era
    creduto:  il  pianeta ruotava sul proprio asse in 59 giorni,  e quindi
    ogni porzione della sua superficie riceveva  la  luce  solare  per  un
    certo intervallo di tempo.
    Risultò  che  il  valore  esatto del periodo di rotazione era di 58,65
    giorni - esattamente due terzi del periodo di rivoluzione (88 giorni).
    Anche questa situazione indica l'esistenza di un  forte  accoppiamento
    gravitazionale,   benché   non  estremo  come  quello  necessario  per
    sincronizzare la rotazione e la rivoluzione.

    L'esplorazione di Venere per mezzo di sonde.

    Venere era destinata a riservare sorprese ancora maggiori.  Per le sue
    dimensioni  quasi  uguali  a  quelle della terra (il suo diametro è di
    12111 chilometri,  mentre quello della terra è di  12750),  era  stata
    spesso  considerata come una «sorella gemella».  Venere era più vicina
    al sole, ma era protetta da uno strato di nubi che poteva impedire che
    diventasse troppo calda.  Si suppose che le nubi fossero  composte  di
    goccioline  di  acqua,  e  che  pertanto  Venere  stessa possedesse un
    oceano, magari ancora più esteso di quello terrestre, e potesse quindi
    ospitare una ricca vita  marina.  Furono  scritti  molti  racconti  di
    fantascienza  (alcuni anche dall'autore di questo libro) che parlavano
    di Venere come di un pianeta ricco di acqua e di vita.
    Nel 1956 si ebbe il primo shock.  Un'équipe  di  astronomi  americani,
    guidati da Cornell H.  Mayer,  studiò le microonde emesse dalla faccia
    oscura di Venere e giunse alla conclusione che essa doveva  avere  una
    temperatura molto superiore al punto di ebollizione dell'acqua. Venere
    doveva  essere  molto  calda,  e  per  questo irraggiava in modo molto
    intenso.
    Era  una  conclusione  quasi  incredibile.   Sembrava  che  occorresse
    qualcosa  di  più  convincente  di  un  debole fascio di microonde per
    accertarsi di come stessero le cose;  e dato che era  stato  possibile
    inviare  un razzo nelle vicinanze della luna,  appariva logico tentare
    anche con i pianeti.
    Il 27 agosto 1962 fu lanciata dagli Stati Uniti "Mariner 2",  la prima
    sonda  diretta  con  successo  verso  Venere.  Essa  trasportava degli
    strumenti capaci di rivelare  e  analizzare  le  microonde  emesse  da
    Venere  e di ritrasmettere i risultati attraverso decine di milioni di
    chilometri, fino alla terra.
    Il 14 dicembre 1962 "Mariner 2" passò a circa 35 mila chilometri dallo
    strato di nubi di Venere,  e non vi poterono più essere dubbi:  Venere
    era  terribilmente  calda  su tutta la sua superficie,  vicino ai poli
    come all'equatore,  sulla faccia buia come su  quella  illuminata.  La
    temperatura  della  superficie  è di circa 475 gradi C - più di quanto
    occorra per fondere lo stagno e il piombo e far bollire il mercurio.
    E non fu tutto per il 1962. Le microonde sono in grado di penetrare le
    nubi,  e quelle dirette su Venere  riuscirono  ad  attraversarle  e  a
    raggiungere  la  superficie solida del pianeta,  rimbalzando indietro.
    Queste onde potevano «vedere» la superficie,  cosa impossibile per  un
    essere umano,  la cui vista dipende dalle onde luminose.  Nel 1962, in
    base all'alterazione  del  fascio  riflesso,  Roland  L.  Carpenter  e
    Richard  M.  Goldstein  stabilirono che Venere ruota con un periodo di
    circa 250 giorni terrestri. Un'analisi successiva del fisico americano
    Irwin Ira Shapiro dimostrò che tale periodo è di 243,09 giorni. Questa
    lenta rotazione non è il risultato di un accoppiamento  gravitazionale
    con  il  sole,  perché  il  periodo  di rivoluzione è di 224,7 giorni.
    Venere ruota sul suo asse "più lentamente" di quanto non compia la sua
    rivoluzione intorno al sole.
    C'è di più: Venere ruota sul proprio asse nella «direzione sbagliata».
    Mentre in generale la  direzione  di  rotazione,  se  si  immagina  di
    osservare  da  un  punto  situato  sopra  al  polo  nord terrestre,  è
    antioraria, Venere ruota sul suo asse in direzione oraria. Fino a oggi
    questa  rotazione  "retrograda"  non  ha   trovato   una   spiegazione
    soddisfacente.
    Tra un avvicinamento alla distanza minima dalla terra e il successivo,
    Venere  compie esattamente cinque rotazioni (retrograde) sul suo asse;
    in tal modo ci mostra sempre la stessa faccia quando  si  trova  nella
    posizione  a  noi più vicina.  Parrebbe così che Venere sia in stretto
    accoppiamento gravitazionale con la terra,  ma quest'ultima sembra  di
    gran  lunga  troppo  piccola per esercitare un'azione simile su Venere
    alla distanza che le separa.
    Dopo "Mariner 2",  furono lanciate altre sonde  su  Venere,  da  parte
    tanto   degli   Stati  Uniti  quanto  dell'Unione  Sovietica.   Quelle
    sovietiche erano progettate in modo  da  penetrare  nell'atmosfera  di
    Venere,  per  poi  scendere  morbidamente  sulla  sua  superficie  con
    l'ausilio del paracadute.  Le condizioni erano talmente proibitive che
    nessuna  delle  "sonde  Venera"  dei  sovietici  sopravvisse  a lungo;
    tuttavia   esse   riuscirono   a    fornirci    alcune    informazioni
    sull'atmosfera.
    In  primo  luogo,  l'atmosfera  era sorprendentemente densa,  circa 90
    volte più di quella della terra,  ed  era  formata  in  prevalenza  da
    anidride  carbonica  (gas  presente  nell'atmosfera  terrestre solo in
    quantità molto piccole).  L'atmosfera di Venere è formata per il  96,6
    per  cento  di  anidride  carbonica  e  per il 3,2 per cento di azoto.
    (Ciononostante,  per la sua elevata densità,  la  quantità  totale  di
    azoto   che   essa   contiene   è  tre  volte  circa  quella  presente
    nell'atmosfera terrestre.)
    Il 20 maggio 1978, gli Stati Uniti lanciarono "Pioneer Venus" che il 4
    dicembre dello stesso anno giunse su Venere ed entrò in un'orbita  che
    passava  molto  vicino ai suoi poli;  parecchie sonde si staccarono da
    "Pioneer Venus" e penetrarono nell'atmosfera del pianeta,  confermando
    e completando i dati raccolti dai sovietici.
    Il  principale  strato  di  nubi  di Venere ha uno spessore di circa 3
    chilometri ed è situato circa 50 chilometri sopra alla superficie  del
    pianeta.  Esso  è  formato di acqua che contiene una certa quantità di
    zolfo;  al di  sopra  dello  strato  principale  di  nubi  sono  stati
    individuati vapori corrosivi di acido solforico.
    Al  di sotto dello strato di nubi,  fino a un'altezza di 30 chilometri
    dalla superficie,  vi è della nebbia;  ancora  sotto,  l'atmosfera  di
    Venere sembra sia perfettamente limpida.  L'atmosfera inferiore appare
    stabile, senza tempeste né cambiamenti meteorologici - nient'altro che
    un caldo incredibilmente uniforme ovunque.  Vi  sono  solo  dei  venti
    leggeri;  però,  in  considerazione della densità dell'aria,  anche un
    venticello avrebbe la  forza  di  un  uragano  terrestre.  Decisamente
    sarebbe  difficile  immaginare un mondo meno piacevole della «gemella»
    della terra.
    Della luce solare che colpisce Venere, la maggior parte viene riflessa
    o viene assorbita dalle nubi,  ma il 3 per  cento  penetra  fino  agli
    strati  inferiori  più  limpidi  e forse il 2,5 per cento raggiunge il
    suolo. Tenuto conto del fatto che Venere è più vicina al sole e riceve
    una luce più intensa,  la  sua  superficie,  nonostante  lo  spesso  e
    permanente strato di nubi, riceve circa un sesto della luce che arriva
    sulla superficie terrestre.  Venere può essere più oscura della Terra,
    ma se potessimo in un qualche modo sopravvivere su  quel  pianeta,  ci
    vedremmo perfettamente.
    In  effetti una delle sonde sovietiche,  dopo l'atterraggio,  riuscì a
    fare delle riprese fotografiche della  superficie  di  Venere;  queste
    mostrarono  rocce  sparpagliate dagli spigoli aguzzi,  cosa che indica
    che non c'è stata nel passato un'intensa azione di erosione.
    Le microonde che colpiscono la  superficie  di  Venere  e  ne  vengono
    riflesse  possono essere utilizzate per «vedere» la superficie stessa,
    analogamente a quanto accade con la  luce,  purché  i  fasci  riflessi
    vengano  rivelati e analizzati da strumenti adatti,  così come le onde
    luminose  vengono  registrate  dall'occhio  o  dalla  fotografia.   Le
    microonde,  che sono molto più lunghe delle onde luminose, «vedono» in
    maniera più sfocata, ma sono sempre meglio che niente. "Pioneer Venus"
    è riuscita a fare una mappa della superficie  di  Venere  mediante  le
    microonde.
    La  maggior  parte  della  superficie  del pianeta appare del tipo che
    siamo soliti associare con i continenti piuttosto che  con  i  fondali
    marini. Mentre la terra ha un vasto fondo marino (coperto dall'acqua),
    che  occupa  i sette decimi della superficie planetaria,  Venere ha un
    enorme supercontinente che ricopre i  cinque  sesti  della  superficie
    totale, mentre il rimanente sesto è occupato da limitati avvallamenti,
    privi di acqua.
    A quanto sembra,  il supercontinente che ricopre Venere è piatto,  con
    qualche indizio di crateri, non numerosi però. Potrebbe darsi che essi
    siano stati cancellati dall'azione erosiva della spessa atmosfera.  Vi
    sono,  invece,  delle aree del supercontinente soprelevate,  due delle
    quali di grandi dimensioni.
    In quella che sulla terra sarebbe la regione artica, vi è,  su Venere,
    un  vasto  altopiano,  che  è  stato  chiamato Terra di Ishtar: la sua
    estensione è circa  pari  a  quella  degli  Stati  Uniti.  Nella  zona
    orientale  della  Terra  di Ishtar sorge una catena montuosa,  i Monti
    Maxwell, con alcune vette che raggiungono un'altitudine di oltre 11700
    metri sopra al livello medio all'esterno dell'altopiano.  Queste vette
    sono  decisamente  più  alte  di  qualsiasi cima di una montagna della
    terra.
    Nella regione equatoriale di Venere c'è un altro altopiano, ancora più
    vasto,  che è stato chiamato Terra di Afrodite,  le  cui  sommità  non
    raggiungono l'altezza delle vette della Terra di Ishtar.
    E'  difficile  dire se qualcuna delle montagne di Venere sia in realtà
    un vulcano; due di esse potrebbero essere per lo meno vulcani estinti,
    uno dei quali,  il  Monte  Rhea,  si  estende  su  un'area  pari  alla
    superficie dell'Italia.

    L'esplorazione di Mercurio per mezzo di sonde.

    La  superficie  di Mercurio non presenta i problemi proposti da quella
    di Venere; su Mercurio non esistono né atmosfera né strati di nubi. E'
    quindi sufficiente inviare una sonda sul pianeta.
    Il 3 novembre 1973 venne lanciata "Mariner 10.  Essa  passò  vicino  a
    Venere  il 5 febbraio 1974,  e da lì ci inviò alcuni dati molto utili;
    poi proseguì in direzione di Mercurio.
    Il 29 marzo 1974 "Mariner 10" passò a 700 chilometri di distanza dalla
    superficie di Mercurio, per poi situarsi in orbita intorno al sole, in
    modo tale da compiere una rivoluzione in 176 giorni,  pari a due volte
    l'anno  di  Mercurio.  Ciò  doveva farle riincontrare il pianeta nello
    stesso punto, dato che, per ogni rivoluzione della sonda,  Mercurio ne
    compiva esattamente due.  Il 21 settembre 1974 "Mariner 10" sfiorò una
    seconda volta il pianeta,  e  il  16  marzo  1975  effettuò  un  terzo
    passaggio,  arrivando a 326 chilometri di distanza dalla superficie di
    Mercurio.  In seguito,  avendo consumato il gas che la manteneva in un
    assetto  di volo stabile,  "Mariner 10" non fu più utilizzabile per lo
    studio del pianeta.
    Nei suoi tre passaggi "Mariner 10" fotografò circa  tre  ottavi  della
    superficie  di  Mercurio,  mostrando  un  paesaggio  molto simile alla
    superficie della luna.  Vi erano ovunque crateri,  il più  grande  dei
    quali  con  un  diametro di circa 200 chilometri.  Tuttavia,  Mercurio
    aveva assai pochi «mari».  La regione più ampia relativamente priva di
    crateri  ha  un  diametro di circa 1400 chilometri e prende il nome di
    Caloris,  perché si trova quasi direttamente sotto  al  sole  allorché
    Mercurio è al perielio,  cioè nel punto della sua orbita più vicino al
    sole.
    Mercurio possiede anche grandi scogliere, lunghe più di 160 chilometri
    e alte circa due chilometri e mezzo.

    MARTE.
    Marte è il quarto pianeta in ordine di distanza dal sole,  quello  che
    segue immediatamente la terra. La sua distanza media dal sole è di 228
    milioni di chilometri. Quando la terra e Marte si trovano dalla stessa
    parte  rispetto al sole,  i due pianeti possono avvicinarsi tra loro a
    una distanza media di 80 milioni di chilometri.  Dato che l'orbita  di
    Marte  è  un'ellisse  alquanto  schiacciata,  in certi casi Marte e la
    terra  sono  separati  da  soli  56  milioni  di  chilometri.   Questi
    avvicinamenti avvengono ogni trentadue anni.
    Mentre  il  sole  e  la  luna  mutano  di posizione in modo più o meno
    costante,  muovendosi da ovest a est  sullo  sfondo  delle  stelle,  i
    pianeti  hanno un moto più complicato.  Normalmente essi si muovono da
    ovest verso est rispetto alle stelle,  di notte  in  notte.  In  certi
    momenti,  però, il loro moto rallenta, fino ad arrestarsi del tutto; a
    questo  punto  il   pianeta   in   questione   comincia   a   muoversi
    «all'indietro»,  da est verso ovest.  Questo moto retrogrado non è mai
    ampio quanto quello ordinario,  così che  il  moto  generale  di  ogni
    pianeta  è  da  ovest verso est,  ed esso finisce per compiere un giro
    completo  nel  cielo.  Nel  caso  di  Marte,   il  moto  retrogrado  è
    particolarmente ampio ed evidente.
    Perché  accade  tutto  ciò?  La concezione degli antichi di un sistema
    planetario con la  terra  al  centro  incontrava  gravi  difficoltà  a
    spiegare  il moto retrogrado;  il sistema copernicano,  con il sole al
    centro,  ci  riusciva  invece  facilmente.  La  terra,  muovendosi  su
    un'orbita  più  prossima al sole di quella di Marte,  per compiere una
    rivoluzione completa deve percorrere una minore  distanza.  Quando  la
    terra e Marte si trovano dalla stessa parte del sole,  la terra supera
    Marte,  che perciò appare dotato di moto retrogrado.  Un raffronto tra
    il  moto  orbitale  della terra e quello di ognuno degli altri pianeti
    riesce a spiegare tutti questi apparenti moti retrogradi  -  un  punto
    molto importante a favore del sistema planetario eliocentrico.
    Marte,  essendo più lontano della terra dal sole, riceve meno luce. E'
    un pianeta piccolo,  con un diametro di soli 6790 chilometri (poco più
    della  metà  di quello della terra) e ha un'atmosfera molto rarefatta,
    così che riflette una piccola parte della luce che riceve.  Ha però un
    vantaggio  in confronto a Venere.  Quando Venere è nella posizione più
    vicina a noi,  si trova tra noi e il sole,  e ne vediamo solo il  lato
    scuro.  Marte,  invece,  quando ci è più vicino, si trova all'esterno,
    essendo più lontano dal  sole,  così  che  noi  ne  vediamo  la  parte
    illuminata  (una  sorta  di  «Marte  pieno»),  il  che  ne  aumenta la
    luminosità.   Nel  momento  di  massima  luminosità,   Marte  ha   una
    magnitudine  di  meno 2,8,  cosa che ne fa l'oggetto più splendente di
    tutti quelli che vediamo nel cielo,  salvo il sole,  la luna e Venere.
    Tuttavia  questa  luminosità  viene  raggiunta soltanto ogni trentadue
    anni, quando Marte è particolarmente vicino a noi.  Quando invece esso
    si  trova  nella parte della sua orbita opposta alla terra rispetto al
    sole,  la sua distanza da noi diventa tanto grande da renderlo non più
    luminoso di qualsiasi stella normalmente brillante.
    Dal  1580  in  poi  l'astronomo danese Tycho Brahe compì delle attente
    osservazioni di Marte (senza  telescopio,  dato  che  questo  non  era
    ancora  stato  inventato)  per studiarne il moto e fare predizioni più
    precise delle sue posizioni future.  Dopo la morte di  Tycho,  il  suo
    assistente,   l'astronomo   tedesco   Giovanni  Keplero,   usò  quelle
    osservazioni  per  ricavarne  l'orbita  di   Marte,   giungendo   alla
    conclusione   che  era  necessario  abbandonare  l'idea  delle  orbite
    circolari,  idea  a  cui  si  erano  attenuti  per  duemila  anni  gli
    astronomi;  nel  1609 Keplero dimostrò che i pianeti dovevano muoversi
    su orbite ellittiche.  La concezione del sistema planetario  elaborata
    da  Keplero  è ancor oggi valida,  e lo sarà indubbiamente,  nella sua
    sostanza, anche in futuro.
    Un altro contributo fondamentale alla nostra  conoscenza  del  sistema
    solare  venne  dallo studio di Marte nel 1673 (come già ho accennato),
    allorché Cassini determinò la parallasse del pianeta e  per  la  prima
    volta si fece un'idea delle distanze reali dei vari pianeti.
    Grazie  al  telescopio,  Marte  divenne  qualcosa  di  più di un punto
    luminoso.  Christiaan Huyghens,  nel  1659,  osservò  un  segno  scuro
    triangolare  cui  diede il nome di Syrtis Major (che significa «grande
    palude»). Seguendo il moto di questo segno,  poté dimostrare che Marte
    ruotava  sul  suo  asse  in  24  ore  e mezzo circa.  (Oggi il periodo
    accertato è di 24,623 ore.)
    Marte,  essendo più lontano della terra dal  sole,  ha  un'orbita  più
    ampia e viaggia più lentamente sotto l'azione gravitazionale del sole.
    Per compiere una rivoluzione,  impiega 687 giorni terrestri (1,88 anni
    terrestri), pari a 668,61 giorni marziani.
    Marte è l'unico  pianeta  noto  che  abbia  un  periodo  di  rotazione
    prossimo  a quello della terra.  Non solo: nel 1781,  William Herschel
    dimostrò che l'asse di  Marte  era  inclinato  in  modo  molto  simile
    all'asse  terrestre.  Quest'ultimo  ha  un'inclinazione di 23,45 gradi
    rispetto alla verticale,  così  che  nell'emisfero  settentrionale  si
    hanno la primavera e l'estate quando il polo nord è inclinato verso il
    sole,  mentre  si  hanno  l'autunno  e l'inverno quando il polo nord è
    orientato dalla parte opposta; nell'emisfero meridionale,  invece,  le
    stagioni sono invertite,  perché il polo sud è orientato verso il sole
    quando il polo nord è orientato in senso opposto.
    L'asse di Marte è inclinato di 25,17 gradi  rispetto  alla  verticale,
    come  poté affermare Herschel osservando accuratamente la direzione in
    cui si muovevano le macchie rilevate su Marte, al ruotare del pianeta.
    Pertanto Marte ha delle stagioni, proprio come accade da noi, solo che
    ciascuna di esse dura il doppio  di  una  stagione  terrestre,  ed  è,
    ovviamente, più fredda.
    Un'altra somiglianza venne scoperta nel 1784, quando Herschel notò che
    Marte  ha  delle  calotte di ghiaccio al polo nord e al polo sud.  Nel
    complesso, Marte assomiglia alla terra più di qualsiasi altro mondo da
    noi mai osservato in cielo.  A differenza della luna  e  di  Mercurio,
    Marte ha un'atmosfera (osservata per la prima volta da Herschel), però
    non così densa e carica di nubi come quella di Venere.
    Ma la somiglianza tra Marte e la terra non si estende ai satelliti. La
    terra ha un grande satellite, la luna, mentre Mercurio e Venere non ne
    hanno,  e neppure Marte,  in un primo tempo, sembrava averne; o quanto
    meno,  più di duecentocinquanta anni di osservazioni al telescopio non
    ne avevano rivelato alcuno.
    Tuttavia,  nel  1877,  mentre  Marte  stava per giungere alla distanza
    minima  dalla  terra,  l'astronomo  americano  Asaph  Hall  decise  di
    mettersi  alla  ricerca  di  eventuali  satelliti  nelle vicinanze del
    pianeta. Egli infatti pensava che,  dal momento che fino ad allora non
    se ne erano trovati,  essi dovessero,  se mai,  essere molto piccoli e
    molto vicini a Marte,  così da restare  probabilmente  oscurati  dalla
    luce del pianeta.
    La  ricerca  si  protrasse  per molte notti,  ma l'11 agosto 1877 Hall
    decise di rinunciarvi. Sua moglie, Angelina Stickney Hall, lo spinse a
    compiere un ultimo tentativo,  e fu proprio in  quella  notte  in  più
    passata  al  telescopio  che  egli scoprì effettivamente due minuscoli
    satelliti prossimi a Marte,  ai quali diede i nomi di Phobos e Deimos,
    i  figli  di  Marte  secondo  la  mitologia.  (I  due nomi significano
    rispettivamente «paura» e «terrore»,  termini appropriati per i  figli
    del dio della guerra.)
    Phobos,  il satellite più interno,  dista soltanto 9350 chilometri dal
    centro di Marte e, quindi,  5950 dalla sua superficie.  Esso compie un
    giro  sulla sua piccola orbita in 7,65 ore - cioè meno di un terzo del
    tempo impiegato da Marte  per  ruotare  sul  proprio  asse,  così  che
    Phobos,  nella sua corsa,  precede di continuo la superficie marziana;
    pertanto,  osservato da Marte,  Phobos sorge a occidente e tramonta  a
    oriente.  Deimos,  il satellite più distante, è a 23500 chilometri dal
    centro di Marte e compie una rivoluzione intorno al  pianeta  in  30,3
    ore.
    Poiché  i  due  satelliti  erano così piccoli che apparivano solo come
    punti luminosi anche con i migliori telescopi,  per un secolo dopo  la
    loro  scoperta non si seppe nulla di loro,  tranne le loro distanze da
    Marte e i periodi di  rivoluzione.  Dalla  distanza  e  dal  moto  dei
    satelliti,  era  facile calcolare l'intensità del campo gravitazionale
    di Marte  e  quindi  la  sua  massa;  risultò  che  questa  era  quasi
    esattamente un decimo di quella della terra, e che la sua gravità alla
    superficie  era  esattamente  tre  ottavi  di quella della terra.  Una
    persona di 70 chilogrammi (sulla terra) ne peserebbe 26,25 su Marte.
    Marte, relativamente piccolo come pianeta,  è comunque decisamente più
    grande  della luna.  La sua massa è 8,7 volte quella lunare,  e la sua
    gravità superficiale  2,25  volte  quella  della  luna.  Sotto  questi
    aspetti,  Marte è approssimativamente in una situazione intermedia tra
    la luna e la terra.  (Venere e Mercurio,  non  avendo  satelliti,  non
    offrivano  questa  semplice  possibilità  di calcolo della loro massa;
    oggi però sappiamo che la massa di Venere è quattro quinti  di  quella
    della terra,  mentre quella di Mercurio un diciottesimo. Mercurio, con
    una massa pari a circa la metà di quella di Marte,  è  quindi  il  più
    piccolo degli otto pianeti principali.)
    Se  si  conoscono le dimensioni e la massa di un corpo celeste,  se ne
    può facilmente calcolare la densità. Mercurio, Venere e la terra hanno
    tutti  densità  che  sono  più  di  cinque  volte  quella  dell'acqua:
    rispettivamente  5,48,  5,25  e 5,52.  Si tratta di valori superiori a
    quelli che ci si sarebbe potuto  aspettare  se  questi  mondi  fossero
    costituiti  di roccia omogenea;  pertanto si pensa che essi abbiano un
    nucleo metallico.  (Ritorneremo su questo  punto  più  ampiamente  nel
    prossimo capitolo.)
    La  luna  ha  una  densità  che  è  3,34  volte  quella dell'acqua,  e
    probabilmente  è  costituita  solo  di   materiale   roccioso.   Marte
    rappresenta  una  via  di  mezzo:  la  sua densità è 3,93 volte quella
    dell'acqua, e potrebbe avere un nucleo metallico molto piccolo.

    Mappe di Marte.

    Era naturale che gli astronomi cercassero di tracciare delle mappe  di
    Marte,  disegnando  le  configurazioni  chiare  e  scure formate dalle
    macchie sulla sua superficie.  Questo compito era facile per la  luna,
    ma  Marte,  anche  quando  si trova più vicino a noi,  è 150 volte più
    distante della luna,  e  inoltre  ha  un'atmosfera  che,  pur  essendo
    sottile, lo vela, cosa che non accade per la luna.
    Nel  1830,  tuttavia,  un astronomo tedesco,  Wilhelm Beer,  che aveva
    tracciato una mappa  particolareggiata  della  luna,  rivolse  la  sua
    attenzione a Marte,  e disegnò la prima mappa di quel pianeta,  che ne
    metteva in risalto l'alternarsi delle zone di luce e  di  ombra.  Egli
    avanzò  l'ipotesi  che  le  zone  scure  fossero acqua e quelle chiare
    terra.  Il guaio fu che altri astronomi  cercarono  a  loro  volta  di
    realizzare delle mappe, e ciascuno di loro propose una mappa diversa.
    Tra  coloro  che  si misurarono nella realizzazione di mappe di Marte,
    chi ebbe il maggior successo fu Schiaparelli (che  più  tardi  avrebbe
    erroneamente  stabilito  che  la  rotazione di Mercurio avveniva in 88
    giorni).  Nel 1877,  durante la fase di massimo avvicinamento di Marte
    che permise a Hall di scoprirne i due satelliti,  Schiaparelli disegnò
    una mappa di Marte che appariva del tutto diversa da  qualsiasi  altra
    tracciata precedentemente. Tuttavia, questa volta gli astronomi furono
    d'accordo.  C'era  stato  un  continuo progresso nei telescopi,  e ora
    tutti vedevano più o meno ciò che vedeva Schiaparelli;  la nuova mappa
    di  Marte  rimase  valida  per quasi un secolo.  Alle varie regioni di
    Marte,  Schiaparelli assegnò  nomi  tratti  dalla  mitologia  e  dalla
    geografia antica della Grecia, di Roma e dell'Egitto.
    Osservando Marte, Schiaparelli notò l'esistenza di sottili linee scure
    che  collegavano  ampie  aree scure,  così come gli stretti o i canali
    collegano due mari.  Egli chiamò queste linee "canali";  in inglese il
    termine   venne  impropriamente  tradotto  con  "canals"  anziché  con
    "channels",  generando equivoci,  perché mentre il secondo termine  in
    inglese è usato per indicare un fenomeno naturale,  il primo indica il
    prodotto di un intervento umano.
    Le osservazioni di Schiaparelli suscitarono  immediatamente  un  nuovo
    interesse  per Marte.  Da tempo si riteneva che il pianeta fosse molto
    simile alla terra;  essendo però più piccolo  e  dotato  di  un  campo
    gravitazionale più debole,  Marte forse non era in grado di trattenere
    gran parte della sua atmosfera o della  sua  acqua,  e  quindi  doveva
    essersi  prosciugato  nel  corso  di molti milioni di anni.  Qualsiasi
    forma di vita intelligente che si fosse eventualmente evoluta su Marte
    doveva aver sostenuto una dura lotta per sopravvivere alla siccità.
    La gente cominciò così a credere che non soltanto vi  fosse  su  Marte
    vita  intelligente,  ma  che  questa potesse essere in possesso di una
    tecnologia  più  avanzata  della  nostra.  I  marziani  potevano  aver
    costruito  i  canali per trasportare l'acqua dalle calotte polari fino
    alle zone agricole delle regioni equatoriali, dal clima più mite.
    Altri astronomi cominciarono a studiare i canali;  tra questi  il  più
    entusiasta  fu  l'americano Percival Lowell,  il quale,  essendo molto
    ricco,  aprì un  osservatorio  privato  nell'Arizona,  nel  1894.  Là,
    nell'aria  pulita  dell'altopiano desertico,  lontano dalle luci della
    città,  la visibilità era eccellente,  e Lowell cominciò  a  disegnare
    mappe  ancora  più  dettagliate  di quelle di Schiaparelli.  Alla fine
    aveva disegnato più di 500 canali e scritto  libri  divulgativi  sulla
    possibilità che ci fosse vita su Marte.
    Nel  1897,  lo  scrittore inglese di fantascienza Herbert George Wells
    pubblicò un romanzo a puntate, "La guerra dei mondi", in una rivista a
    grande diffusione,  dando ancora maggior pubblicità a questa idea.  Un
    gran numero di persone arrivò a considerare come accertata la presenza
    di vita su Marte;  e il 30 ottobre 1938 Orson Welles mandò in onda una
    riduzione radiofonica di "La guerra  dei  mondi",  in  cui  si  faceva
    credere  che  i  marziani fossero atterrati nel New Jersey,  con tanto
    realismo da  suscitare  il  panico  di  moltissima  gente,  che  aveva
    scambiato la finzione drammatica per un fatto reale.
    Vi  furono  tuttavia molti astronomi che negarono la realtà dei canali
    di Lowell,  che non riuscivano a osservare;  Maunder (colui che  aveva
    descritto  per  primo  i minimi di Maunder,  cioè i periodi di assenza
    delle  macchie  solari)  riteneva  che  i  canali  di  Lowell  fossero
    illusioni  ottiche.  Nel  1913,  scarabocchiò delle macchie irregolari
    all'interno di cerchi e poi collocò degli scolari a una  distanza  dai
    cerchi  tale da rendere difficile scorgere con precisione ciò che essi
    contenevano.  Chiese poi ai bambini di disegnare  quello  che  avevano
    visto, ed essi tracciarono delle linee rette molto simili ai canali di
    Lowell.
    L'osservazione   diretta,    inoltre,   sembrava   ridimensionare   la
    somiglianza tra Marte e la terra.  Nel 1926 due  astronomi  americani,
    William Weber Coblentz e Carl Otto Lampland,  riuscirono a misurare la
    temperatura sulla superficie di Marte e trovarono che era inferiore  a
    quella  che si credeva.  Qualche indizio faceva pensare che durante il
    giorno,  nel periodo in cui Marte si trovava  al  perielio  (cioè  nel
    punto  più  vicino  al  sole),  il  clima  all'equatore potesse essere
    abbastanza temperato,  ma la notte marziana  appariva  dovunque  tanto
    fredda   quanto   quella   antartica  invernale.   La  differenza  tra
    temperatura  diurna  e  temperatura  notturna   faceva   pensare   che
    l'atmosfera di Marte potesse essere più sottile di quanto non si fosse
    fino ad allora creduto.
    Nel  1947 l'astronomo olandese-americano Gerard P.  Kuiper analizzò la
    porzione infrarossa della luce proveniente da  Marte  e  concluse  che
    l'atmosfera   marziana   era   formata   prevalentemente  da  anidride
    carbonica.  Non riuscì a trovare traccia alcuna di azoto,  ossigeno  o
    vapor  acqueo.  Le  probabilità che vi fossero forme di vita complesse
    paragonabili a quelle terrestri sembravano  molto  scarse.  Nonostante
    tutto ciò, è ostinatamente sopravvissuta l'imbarazzante credenza nella
    vegetazione di Marte e perfino nei suoi canali.

    L'esplorazione di Marte per mezzo di sonde.

    Quando i razzi cominciarono a salire nell'atmosfera terrestre e oltre,
    anche le speranze di risolvere l'annoso problema si riaccesero.
    La  prima sonda diretta con successo verso Marte,  "Mariner 4",  venne
    lanciata il 28 novembre 1964.  Il 14 luglio 1965  essa  passò  a  9600
    chilometri  dalla  superficie  del pianeta,  scattando una serie di 20
    fotografie,  che furono trasformate in segnali radio  subito  rinviati
    sulla terra,  dove vennero nuovamente convertiti in fotografie. Queste
    mostravano solamente crateri, senza nessuna traccia di canali.
    Nel passare dietro a Marte "Mariner 4" inviò dei  segnali  radio  che,
    prima di scomparire,  attraversarono l'atmosfera marziana;  da essi si
    dedusse che quest'ultima è ancor più sottile di quanto  non  si  fosse
    supposto: la sua densità è meno di un centesimo di quella della terra.
    "Mariner 6" e "Mariner 7",  sonde più sofisticate dirette verso Marte,
    vennero lanciate rispettivamente il 24 febbraio e il  27  marzo  1969.
    Esse  si  avvicinarono  fino  a  3200  chilometri dalla superficie del
    pianeta,  inviando complessivamente 200  fotografie;  vennero  riprese
    ampie porzioni della superficie di Marte, e risultò che, mentre alcune
    regioni  erano  disseminate  di  crateri  come  la  luna,  altre erano
    relativamente  prive  di  caratteristiche  salienti,  e  altre  ancora
    avevano  un  aspetto  caotico  e confuso.  Sembra dunque che Marte sia
    caratterizzato da un'evoluzione geologica complessa.
    Tuttavia,  non vi  era  alcuna  traccia  di  canali,  l'atmosfera  era
    composta  almeno  per  il  95  per  cento  di  anidride carbonica e la
    temperatura era ancora inferiore al valore indicato dalle  misurazioni
    di  Coblentz  e  Lampland.   Qualunque  speranza  che  vi  fosse  vita
    intelligente su Marte o comunque qualsiasi tipo di  vita  complessa  -
    sembrava caduta.
    Rimaneva  però  ancora  molto da fare.  La successiva sonda inviata su
    Marte fu "Mariner  9",  che  venne  lanciata  il  30  maggio  1971,  e
    raggiunse  il pianeta il 13 novembre di quello stesso anno;  la sonda,
    però, invece di oltrepassarlo, entrò in orbita intorno a esso.  Fu una
    fortuna,  perché, durante il suo viaggio verso Marte, si era sollevata
    una tempesta di polvere su tutto il pianeta e,  per  molti  mesi,  non
    sarebbe stato possibile scattare fotografie nitide. In orbita, invece,
    la  sonda  poté attendere che la tempesta di sabbia fosse passata;  in
    dicembre l'atmosfera di Marte si  schiarì,  e  la  sonda  si  mise  al
    lavoro.
    Essa  fece  una  mappa  completa di Marte altrettanto chiara di quelle
    della luna; e, dopo un secolo, il mistero dei canali venne risolto una
    volta per tutte.  I  canali  non  esistono.  Quelli  che  erano  stati
    «visti»,   erano,   come   aveva  insistentemente  sostenuto  Maunder,
    l'effetto di illusioni ottiche.  Tutto era asciutto,  e le zone oscure
    erano  semplicemente  cumuli più scuri di particelle di polvere,  come
    l'astronomo americano Carl Sagan  aveva  suggerito  un  paio  di  anni
    prima.
    Metà del pianeta,  soprattutto nell'emisfero meridionale, era cosparsa
    di crateri come la luna.  L'altra metà sembrava aver subìto  un'azione
    vulcanica  che  aveva  cancellato  i  suoi crateri;  in effetti furono
    individuate alcune grandi montagne  che  erano  evidentemente  vulcani
    (anche  se  forse  inattivi  da  tempo).  La  più  grande  di tutte fu
    chiamata, nel 1973,  Monte Olimpo;  essa raggiunge un'altitudine di 24
    mila  metri  sul  livello  medio  del  suolo,  e il suo grande cratere
    centrale ha un diametro di 64 chilometri.  E' dunque molto più  grande
    di qualsiasi vulcano esistente sulla terra.
    C'era però,  sulla superficie marziana,  qualcosa che poteva aver dato
    l'illusione di essere un canale. Si trattava di un grande canyon, oggi
    denominato Valles Marineris, lungo circa 3000 chilometri, largo fino a
    500 e profondo 2.  Esso è lungo nove volte il Grand Canyon,  largo  14
    volte  tanto  e  profondo il doppio.  Potrebbe esser stato prodotto da
    un'azione vulcanica avvenuta circa 200 milioni di anni fa.
    Sulla superficie di Marte  vi  sono  anche  dei  solchi  sinuosi,  che
    presentano degli affluenti e assomigliano molto a letti prosciugati di
    fiumi.  Potrebbe  forse darsi che Marte stia attraversando attualmente
    un'era glaciale, in cui l'acqua sia totalmente congelata nelle calotte
    e  nel  sottosuolo?   C'è  forse  stato  un  tempo,   in  un   passato
    ragionevolmente recente,  in cui le condizioni erano migliori, l'acqua
    abbondante sotto forma liquida e i fiumi attivi sul suolo marziano? In
    tal caso (e in attesa che in un  futuro  ragionevolmente  vicino  tali
    condizioni si ripresentino),  esistono forse delle semplicissime forme
    di vita che riescono a sopravvivere in modo precario su Marte?
    Ciò che occorreva per chiarire la questione era un atterraggio morbido
    su Marte.  Vennero lanciati "Viking 1" e "Viking 2" rispettivamente il
    20 agosto e il 9 settembre 1975;  "Viking 1" entrò in orbita intorno a
    Marte il 19 giugno 1976 e inviò un modulo di atterraggio,  che si posò
    con successo sulla superficie marziana il 20 luglio.  Alcune settimane
    dopo,  anche da "Viking 2" si staccò un modulo che atterrò in un punto
    più a nord.
    Durante  l'attraversamento  dell'atmosfera di Marte,  le analisi fatte
    dalle  apparecchiature  di  bordo  rivelarono  la  presenza,   accanto
    all'anidride  carbonica,  del  2,7  per  cento di azoto e dell'1,6 per
    cento di argo. Vi era poi una modestissima traccia d'ossigeno.
    Sulla superficie,  venne rilevata una temperatura  diurna  massima  di
    meno  29 gradi C.  Sembrava che non vi fosse alcuna probabilità che la
    temperatura superficiale raggiungesse in  qualche  zona  di  Marte  il
    punto di fusione del ghiaccio,  il che significava nessuna possibilità
    di acqua allo stato liquido. C'era troppo freddo per la vita,  proprio
    come  su  Venere  c'era troppo caldo.  O,  per lo meno,  vi era troppo
    freddo per qualsiasi forma di vita,  salvo quelle più semplici.  C'era
    talmente  freddo  che  perfino  l'anidride  carbonica  congelava nelle
    regioni più fredde;  sembrava  infatti  che  le  calotte  di  ghiaccio
    fossero costituite, almeno in parte, da anidride carbonica congelata.
    I  moduli  inviarono  delle  fotografie  della  superficie  marziana e
    analizzarono il suolo.  Risultò che esso è più ricco di  ferro  e  più
    povero  di  alluminio  del  suolo terrestre;  circa l'80 per cento del
    suolo marziano è costituito da un'argilla ricca  di  ferro;  il  ferro
    presente  potrebbe  essere  sotto  forma  di  limonite,   un  composto
    responsabile del colore rosso dei  mattoni.  Il  colore  rossastro  di
    Marte,  che  aveva  suscitato  le  paure  dei  primi  esseri umani per
    l'associazione con il sangue,  non ha  nulla  a  che  fare  con  esso:
    semplicemente, Marte è un mondo rugginoso.
    Cosa  più importante,  i moduli di atterraggio erano muniti di piccoli
    laboratori chimici in grado di sottoporre il suolo a controlli volti a
    verificare se esso reagisce in modo da far pensare  alla  presenza  di
    cellule  viventi.  Vennero  effettuati tre diversi esperimenti,  senza
    ottenere in nessuno dei tre  risultati  conclusivi.  Sembrò  possibile
    l'esistenza della vita, ma non fu raggiunta una vera certezza. Ciò che
    rese  perplessi  gli  scienziati  fu  il fatto che l'analisi del suolo
    mostrava che non vi erano quantità apprezzabili di composti organici -
    cioè il tipo di composti associati alla vita. Gli scienziati non erano
    affatto disposti a credere alla possibilità di una vita non organica e
    così il problema resterà in attesa di una soluzione fino al momento in
    cui si potranno far scendere sul pianeta strumenti più sofisticati,  o
    fino  a  quando,  ancora  meglio,  potranno  raggiungerlo degli esseri
    umani.

    I satelliti di Marte.

    In origine,  le sonde inviate verso Marte non erano  state  progettate
    per effettuare studi dettagliati dei piccoli satelliti del pianeta; ma
    quando  "Mariner  9"  si  trovò  in  orbita  intorno  a Marte senza la
    possibilità di scattare fotografie a causa della tempesta  di  sabbia,
    le  sue  apparecchiature di ripresa vennero puntate sui satelliti.  Le
    fotografie  mostrarono  che  essi  avevano  un  contorno   irregolare.
    (Solitamente si pensa agli oggetti astronomici come a delle sfere;  ma
    essi sono effettivamente sferici solo se  sono  abbastanza  grandi  da
    avere  campi gravitazionali sufficientemente intensi da smussare tutte
    le irregolarità di grandi dimensioni.) In effetti,  la forma  dei  due
    satelliti  appariva  molto  simile a quella di una patata secca,  e la
    somiglianza era accentuata dai crateri che ricordavano stranamente gli
    «occhi» delle patate.
    Il diametro di Phobos,  il maggiore  dei  due,  variava  da  19  a  27
    chilometri,  e quello di Deimos da 10 a 16. Non erano che enormi massi
    in orbita intorno a Marte,  con l'asse più lungo costantemente diretto
    verso  il  centro  del  pianeta,  così  che ciascuno dei due satelliti
    risultava in stretto accoppiamento gravitazionale con Marte,  come  la
    luna lo è con la terra.
    I due crateri più grandi di Phobos sono stati chiamati Hall e Stickney
    in onore del loro scopritore e di sua moglie,  che lo aveva incitato a
    insistere nella ricerca.  I due crateri maggiori di Deimos sono  stati
    chiamati  Voltaire  e  Swift:  i due grandi scrittori satirici,  l'uno
    francese e l'altro inglese,  avevano  infatti  immaginato  nelle  loro
    opere che Marte avesse due satelliti.

    GIOVE.
    Giove,  il quinto pianeta a partire dal sole, è il gigante del sistema
    planetario; il suo diametro misura 142 mila 700 chilometri, 11,2 volte
    quello della terra;  la sua massa è 318,4 volte quella  terrestre.  In
    effetti, la sua massa da sola è più del doppio della somma delle masse
    di  tutti gli altri pianeti.  Nonostante ciò,  esso resta un pigmeo al
    cospetto del sole, che ha una massa 1040 volte maggiore.
    La distanza media di Giove dal sole è di 778  milioni  di  chilometri,
    cioè 5,2 volte la distanza della terra dal sole. Giove non si avvicina
    mai  a meno di 630 milioni di chilometri dalla terra,  anche quando si
    trova dalla stessa parte del nostro pianeta rispetto al sole;  la luce
    solare ricevuta da Giove è ventisette volte meno intensa di quella che
    riceviamo noi.  Eppure, date le sue enormi dimensioni, esso brilla con
    grande risalto nel nostro cielo.
    La sua magnitudine,  al massimo dello splendore,  è meno 2,5: Giove  è
    dunque  considerevolmente  più  luminoso  di  qualsiasi stella.  Nelle
    stesse condizioni,  Venere e Marte superano lo splendore di  Giove  (e
    Venere di molto);  d'altra parte, i due pianeti sono spesso molto meno
    luminosi,  allorché si trovano nel  tratto  più  distante  della  loro
    orbita.  Invece  Giove  perde  ben poco della sua luminosità quando si
    allontana dalla terra, perché la sua orbita è talmente lontana che non
    fa grande differenza se esso si trovi dalla nostra parte,  rispetto al
    sole,  o  dalla parte opposta.  Insomma,  Giove è spesso l'oggetto più
    luminoso del  cielo,  eccezion  fatta  per  il  sole  e  per  la  luna
    (soprattutto  dato che esso può splendere in cielo per tutta la notte,
    cosa che Venere non può fare mai);  è dunque giusto che esso porti  il
    nome del re degli dei della mitologia greco-romana.

    I satelliti di Giove.

    Quando  Galileo  costruì il suo primo telescopio e lo rivolse verso il
    cielo,  non poteva certo trascurare Giove.  Il 7 gennaio 1610  osservò
    questo  pianeta  e  notò  quasi  subito  tre  punti luminosi nelle sue
    vicinanze - due da una parte e uno dall'altra, tutti allineati.  Notte
    dopo  notte  Galileo  tornò a osservare Giove,  e sempre i tre piccoli
    corpi erano visibili,  pur mutando posizione,  ora da  una  parte  ora
    dall'altra del pianeta. Il 13 gennaio egli osservò un quarto oggetto.
    Galileo  giunse  alla conclusione che i quattro piccoli corpi giravano
    intorno a Giove,  come fa la luna con la terra.  Questi furono i primi
    oggetti  del  sistema  solare,  invisibili  a  occhio  nudo,  a essere
    scoperti con il telescopio; e fornirono,  inoltre,  una prova visibile
    dell'esistenza  di  qualche  corpo  nel  sistema solare che non girava
    intorno alla terra.
    Per questi quattro oggetti Keplero coniò il  termine  "satellite",  da
    una  parola  latina  che indica persona al servizio di un uomo ricco o
    potente. Da allora,  tutti gli oggetti che girano intorno a un pianeta
    sono  stati  chiamati  con  questo  nome: la luna è il satellite della
    terra, e lo "Sputnik 1" era un satellite artificiale.
    I  quattro  satelliti  di  Giove  scoperti  nel  1610  sono   indicati
    complessivamente come "satelliti galileiani". Poco dopo la scoperta di
    Galileo,  un astronomo tedesco,  Simone Marius (Simon Mayr),  diede un
    nome a ciascuno di essi.  Procedendo da Giove verso  l'esterno,  sono:
    Io,  Europa,  Ganimede e Callisto,  tutti nomi di personaggi associati
    nei miti a Giove (Zeus per i greci).
    Io, il più vicino tra i satelliti galileiani,  dista 421500 chilometri
    dal  centro  di  Giove,  approssimativamente  quanto la luna dista dal
    centro della terra;  tuttavia Io impiega 1,77 giorni per compiere  una
    rivoluzione completa intorno a Giove, a fronte dei 27,32 giorni che la
    luna  impiega  per  girare  intorno  alla terra.  La ragione di questa
    velocità  tanto   maggiore   di   Io   sta   nell'intensa   attrazione
    gravitazionale   esercitata   da  Giove,   molto  maggiore  di  quella
    esercitata dalla terra sulla luna,  come è logico data la massa  molto
    maggiore di Giove.  (Anzi, è proprio la velocità di Io a permettere di
    calcolare la massa di Giove.)
    Europa,  Ganimede e Callisto distano da Giove rispettivamente  670500,
    1070000 e 1881000 chilometri e girano intorno ad esso in 3,55,  7,16 e
    16,69 giorni. Giove e i suoi quattro satelliti galileiani sono come un
    sistema solare  in  miniatura  e  la  loro  scoperta  rese  molto  più
    credibile il modello copernicano.
    Quando  i satelliti consentirono di determinare la massa di Giove,  la
    grande sorpresa fu che essa fosse tanto modesta:  318,4  volte  quella
    della terra,  mentre il volume del pianeta era 1400 volte maggiore del
    volume della terra.  Perché dunque  Giove,  occupando  1400  volte  lo
    spazio occupato dalla terra, non possiede anche 1400 volte più materia
    della terra, e quindi una massa 1400 volte maggiore? La risposta è che
    ogni  parte  di  Giove  ha  una  massa inferiore a quella di una parte
    equivalente della terra, cioè che Giove ha una densità minore.
    La densità di Giove è in effetti solo 1,34  volte  quella  dell'acqua,
    cioè meno di un quarto di quella della terra. Evidentemente Giove deve
    essere costituito di materiale meno denso delle rocce e dei metalli.
    Anche i satelliti possono essere confrontati con la luna.  Europa,  il
    più piccolo dei quattro,  ha circa 3100 chilometri di  diametro,  poco
    meno della luna.  Io, con il suo diametro di 3650 chilometri, ha circa
    la stessa grandezza del nostro satellite.  Callisto  e  Ganimede  sono
    entrambi  più  grandi  della  luna:  Callisto  ha  un diametro di 4850
    chilometri e Ganimede di 5150.
    Ganimede è in effetti il satellite  più  grande  che  si  conosca  nel
    sistema solare, e ha una massa che è 2,5 volte quella della luna; esso
    è decisamente più grande del pianeta Mercurio,  che ha press'a poco le
    dimensioni di Callisto. Mercurio, però, è fatto di materiali più densi
    di quelli che costituiscono Ganimede,  così che quest'ultimo,  con  il
    suo  volume  maggiore,  ha  solo  i  tre  quinti  circa della massa di
    Mercurio.  Io ed Europa,  i due satelliti più interni,  hanno circa la
    stessa  densità  della  luna  e  devono essere costituiti di materiale
    roccioso;  Ganimede e Callisto hanno densità molto simili a quella  di
    Giove e devono essere formati da materiali più leggeri.
    Non sorprende il fatto che Giove abbia quattro grandi satelliti mentre
    la  terra  ne  ha  soltanto  uno,  se  si  considerano  le  rispettive
    dimensioni dei due pianeti. In realtà,  se qualcosa deve sorprenderci,
    è piuttosto che Giove non ne abbia di più, o la terra di meno.
    I  quattro satelliti galileiani presi assieme hanno 6,2 volte la massa
    della luna, ma solo 1 su 4200 della massa di Giove, il pianeta intorno
    a cui ruotano. La luna ha, da sola, 1 su 81 della massa della terra.
    I pianeti in genere hanno satelliti di  dimensioni  molto  ridotte  in
    confronto  alle  proprie  - come nel caso di Giove.  Tra i pianeti più
    piccoli,  Venere e Mercurio non  hanno  affatto  satelliti  (anche  se
    Venere  è  grande  quasi  come la terra),  mentre Marte ne ha due,  ma
    piccolissimi.  Il satellite della terra è così grande che i due  corpi
    insieme  potrebbero quasi essere considerati un pianeta doppio (fino a
    non molto tempo fa,  si pensava che la terra fosse unica sotto  questo
    aspetto  -  ma  ci  si  sbagliava,  come  vedremo più avanti in questo
    capitolo).
    Per quasi tre secoli dopo la scoperta di Galileo non si identificarono
    altri  satelliti  di  Giove,  anche  se,  nello  stesso  periodo,   si
    scoprirono quindici satelliti di altri pianeti.
    Infine,  nel 1892, l'astronomo americano Edward Emerson Barnard riuscì
    a scorgere una macchiolina luminosa vicino a Giove, così fioca che era
    quasi impossibile vederla a cospetto dello splendore del pianeta.  Era
    un  quinto  satellite,  l'ultimo  a  essere  scoperto visualmente;  in
    seguito, i satelliti sarebbero stati scoperti esaminando le fotografie
    scattate dalla terra o da una sonda.
    Al quinto satellite venne dato il nome di Amaltea  (dal  nome  di  una
    ninfa  che,  secondo il mito,  aveva allevato Giove).  Solo negli anni
    settanta del nostro secolo la denominazione è divenuta ufficiale.
    Amaltea dista solo 180 mila chilometri dal centro di  Giove  e  compie
    una  rivoluzione  in  11,95  ore;  è  più  vicino di tutti i satelliti
    galileiani una delle ragioni per cui fu scoperto così tardi: a  quella
    distanza la luce di Giove lo rende quasi invisibile.  Un'altra ragione
    è che  il  suo  diametro  è  soltanto  di  circa  250  chilometri,  un
    tredicesimo di quello della più piccola tra le lune galileiane.
    Si è poi scoperto,  però,  che Giove ha molti altri satelliti,  ancora
    più piccoli di Amaltea  e  perciò  ancora  meno  luminosi.  Essi  sono
    situati  molto  all'esterno dell'orbita dei satelliti galileiani.  Nel
    ventesimo secolo vennero scoperti otto di questi "satelliti  esterni":
    il  primo  nel  1904  e  l'ottavo nel 1974.  Al momento della scoperta
    furono contrassegnati solo da numeri romani crescenti,  da Giove Sesto
    a Giove Tredicesimo.
    L'astronomo  americano  Charles  Dillon Perrine scoprì Giove Sesto nel
    dicembre 1904 e Giove Settimo nel gennaio  1905.  Giove  Sesto  ha  un
    diametro di circa 96 chilometri e Giove Sesto di circa 32.
    Giove  Ottavo  fu  scoperto  nel 1908 dall'astronomo britannico P.  J.
    Melotte,  mentre l'astronomo americano Seth B.  Nicholson scoprì Giove
    Nono  nel  1914,  Giove  Decimo  e  Giove  Undicesimo nel 1938 e Giove
    Dodicesimo nel 1951.  Questi ultimi quattro hanno  tutti  diametro  di
    circa 24 chilometri.
    Infine,  il 10 settembre 1974,  l'astronomo americano Charles T. Kowal
    scoprì Giove Tredicesimo, che ha soltanto 16 chilometri di diametro.
    Questi satelliti esterni si  possono  suddividere  in  due  gruppi.  I
    quattro più interni - Sesto, Settimo, Decimo e Tredicesimo - hanno una
    distanza media da Giove che si aggira sugli 11 milioni di chilometri e
    che  è  quindi  circa  sei volte la distanza di Callisto (il satellite
    galileiano più esterno). Gli altri quattro distano, in media, circa 22
    milioni di chilometri da Giove,  quindi circa il  doppio  dei  quattro
    intermedi.
    I  satelliti  galileiani  si  muovono  tutti intorno a Giove nel piano
    dell'equatore  del  pianeta,   seguendo   orbite   quasi   esattamente
    circolari.   Si   tratta  di  una  situazione  prevedibile,   prodotta
    dall'effetto  di  marea  (di  cui  parlerò  nel   prossimo   capitolo)
    esercitato da Giove sui satelliti.  Se l'orbita di un satellite non si
    trova sul piano equatoriale (cioè, se essa è "inclinata"),  o se non è
    circolare (cioè,  se è "eccentrica"),  con il tempo l'effetto di marea
    la riporta nel piano equatoriale, e la rende circolare.
    L'effetto di marea  è  proporzionale  alla  massa  del  corpo  che  lo
    esercita,   mentre   diminuisce  rapidamente  con  la  distanza  ed  è
    proporzionale alle dimensioni del  corpo  che  lo  subisce.  Pertanto,
    nonostante la sua massa enorme,  Giove esercita solo un debole effetto
    di marea sui piccoli satelliti esterni.  Quindi,  anche se quattro  di
    essi  si  trovano  circa alla stessa distanza media da Giove,  e altri
    quattro  sono  tutti  circa  a  una  stessa  distanza,  diversa  dalla
    precedente, non vi è pericolo immediato di collisione. Avendo ciascuno
    l'orbita inclinata diversamente e diversamente eccentrica,  nessuno di
    essi si avvicina agli altri mentre  tutti  quanti  ruotano  intorno  a
    Giove.
    I  quattro  satelliti  del gruppo più esterno hanno un'orbita talmente
    inclinata da aver subìto (per così dire) una sorta di  capovolgimento:
    pertanto essi ruotano intorno a Giove in senso retrogrado, cioè orario
    (se  si  immagina di guardarli stando sopra al polo nord del pianeta),
    anziché antiorario, come fanno tutti gli altri satelliti di Giove.
    E'  possibile  che  questi  piccoli  satelliti  esterni  siano   degli
    asteroidi   catturati   (cosa  che  discuterò  più  avanti  in  questo
    capitolo);  se così fosse,  l'irregolarità delle loro orbite  potrebbe
    essere  dovuta  al  fatto che fanno parte del sistema dei satelliti di
    Giove  relativamente  da  poco  tempo  (solo  da  quando  sono   stati
    catturati);  quindi  l'effetto  di  marea  ha  avuto  meno  tempo  per
    modificare le loro orbite.  Inoltre si può dimostrare che è più facile
    per un pianeta catturare un satellite se esso si avvicina in modo tale
    da entrare in un'orbita retrograda intorno al pianeta stesso.
    Il satellite che si allontana di più da Giove è Giove Ottavo, chiamato
    oggi Pasifae.  (Negli ultimi anni sono stati dati ai satelliti esterni
    nomi mitologici poco noti.) La sua orbita è  talmente  eccentrica  che
    Pasifae,  quando si trova nel suo punto più lontano,  dista 33 milioni
    di chilometri da Giove, più di 80 volte la distanza massima della luna
    dalla  terra.  E'  questo  il  caso,  fra  quelli  noti,   di  massimo
    allontanamento di un satellite dal pianeta intorno a cui gira.
    Giove  Nono  (Sinope)  ha  una  distanza media leggermente maggiore di
    quella di Pasifae e pertanto impiega  più  tempo  a  percorrere  tutta
    l'orbita  intorno  a  Giove.  Sinope  compie  una rivoluzione completa
    intorno al pianeta in 758 giorni, quasi esattamente due anni e un mese
    terrestri.  Nessun altro satellite noto ha un periodo  di  rivoluzione
    così lungo.

    Forma e superficie di Giove.

    E adesso torniamo a parlare del pianeta.  Nel 1691 Cassini,  studiando
    Giove con il suo telescopio,  notò  che  non  si  presentava  come  un
    cerchio   luminoso,   ma   come  un'ellisse  quasi  perfetta.   Questa
    osservazione significava, tradotta nelle tre dimensioni, che Giove non
    era una sfera,  ma uno sferoide schiacciato,  abbastanza simile  a  un
    mandarino.
    Il  fatto  era  stupefacente,  perché il sole e la luna (nella fase di
    luna piena) erano cerchi luminosi perfetti e sembravano pertanto sfere
    perfette. Tuttavia, le teorie di Newton (allora una novità) spiegavano
    benissimo la situazione.  Come vedremo nel prossimo  capitolo,  ci  si
    deve  aspettare  che  una  sfera  "in  rotazione" diventi uno sferoide
    schiacciato;  la rotazione,  infatti,  obbliga la sfera a  ingrossarsi
    nelle regioni equatoriali e ad appiattirsi ai poli; più essa è veloce,
    più marcata è la deviazione dalla forma sferica.
    Quindi,  il diametro che congiunge un punto dell'equatore con un punto
    opposto,  sempre sull'equatore (il "diametro equatoriale") deve essere
    maggiore  del  diametro  che  congiunge  il  polo nord al polo sud (il
    diametro polare).  Il diametro equatoriale  di  Giove,  che  è  quello
    indicato solitamente nei testi di astronomia,  è di 142750 chilometri,
    mentre il diametro polare è solo di 134000 chilometri.  La  differenza
    tra i due è poco meno di 9000 chilometri (circa due terzi del diametro
    totale  della  terra)  e  questa  differenza,  divisa  per il diametro
    equatoriale,  dà un parametro che viene chiamato "schiacciamento".  Lo
    schiacciamento di Giove è 0,062, o, in frazione, circa un sedicesimo.
    Mercurio,  Venere e la luna,  che ruotano molto lentamente,  non hanno
    uno schiacciamento misurabile.  Il sole,  pur ruotando con  una  certa
    velocità,  ha  una  tal  forza  gravitazionale  da non poter subire un
    significativo  rigonfiamento  all'equatore,   e  quindi  non  ha   uno
    schiacciamento apprezzabile.  La terra ruota non troppo rapidamente, e
    ha un piccolo schiacciamento: 0,0033.  Anche  Marte  ha  una  moderata
    velocità  di  rotazione  e  una  forza gravitazionale minore di quella
    terrestre a contrastare la tendenza al rigonfiamento  equatoriale:  il
    suo schiacciamento è 0,0052.
    Lo  schiacciamento  di  Giove  è  circa  diciannove volte quello della
    terra,  nonostante la sua forza  gravitazionale  molto  maggiore;  c'è
    quindi  da  aspettarsi  che  Giove  ruoti  sul  proprio asse molto più
    rapidamente: così è  infatti.  Lo  stesso  Cassini,  nel  1665,  aveva
    seguito  lo  spostamento  graduale di certi segni sulla superficie del
    pianeta,  notando che il periodo di rotazione era  di  poco  inferiore
    alle dieci ore. (Oggi lo si valuta pari a 9,85 ore, cioè due quinti di
    un giorno terrestre.)
    Giove  ha  un  periodo  di  rotazione  molto più breve di quello della
    terra,  pur essendo di gran lunga  più  grande  di  questa.  Un  punto
    situato  sull'equatore  terrestre  percorre 1670 chilometri in un'ora,
    descrivendo un  cerchio  completo  nelle  24  ore.  Un  punto  situato
    sull'equatore  di  Giove  dovrebbe  percorrere  45  mila chilometri in
    un'ora per completare un intero circuito in 9,85 ore.
    Le macchie osservate da Cassini (e dopo di  lui  da  altri  astronomi)
    cambiavano  di  continuo,  così  che  non  sembravano far parte di una
    superficie solida.  Ciò che questi astronomi osservavano sembrava  più
    probabilmente uno strato di nubi, come nel caso di Venere; le macchie,
    allora,  potevano  essere  sistemi  ciclonici.  Vi erano inoltre bande
    colorate parallele all'equatore,  che potevano essere dovute  a  venti
    costanti.  Per  la maggior parte Giove ha un colore giallo,  mentre le
    bande variano dall'arancione al marrone, con qualche tratto bianco,  o
    azzurro o grigio.
    La  particolarità  più notevole sulla superficie di Giove fu osservata
    per la prima volta dallo scienziato inglese Robert Hooke nel  1664;  e
    nel  1672  Cassini fece un disegno di Giove in cui essa compariva come
    una grande macchia rotonda. La macchia comparve in altri disegni degli
    anni successivi;  ma fu solo nel 1878 che  essa  venne  descritta  con
    grande rilievo da un astronomo tedesco,  Ernst Wilhelm Tempel. In quel
    periodo sembrava  decisamente  rossa,  e  da  allora  è  sempre  stata
    indicata  con il nome di «grande macchia rossa».  Il colore cambia con
    il tempo,  qualche volta diventando così pallido  che  non  si  riesce
    quasi  a  scorgere la macchia con un telescopio mediocre.  Vista dalla
    terra, si presenta come un ovale del diametro di 48 mila chilometri da
    est a ovest e 13 mila chilometri da nord a sud.
    Alcuni astronomi si son chiesti se la grande macchia rossa non sia  un
    enorme tornado. In effetti, Giove è talmente grande e ha una tal massa
    che  si  era  congetturato  potesse essere molto più caldo degli altri
    pianeti,  addirittura quasi rovente.  La grande macchia rossa  avrebbe
    potuto   effettivamente   essere  una  regione  di  alte  temperature.
    Tuttavia,  anche se Giove deve indubbiamente  raggiungere  temperature
    elevatissime al suo interno, lo stesso non vale per la sua superficie.
    Nel 1926 un astronomo americano, Donald Howard Menzel, dimostrò che la
    temperatura di Giove nello strato di nubi visibile è di meno 135 gradi
    C.

    La composizione di Giove.

    Stante la sua bassa densità, Giove deve essere ricco di materiale meno
    denso delle rocce e dei metalli.
    I  materiali  più  comuni  nell'universo in generale sono l'idrogeno e
    l'elio.  Gli atomi di idrogeno costituiscono circa il 90 per cento  di
    tutti  gli  atomi  esistenti,  e  quelli di elio contribuiscono con un
    altro 9 per cento.  Ciò non sorprende se si considera  che  gli  atomi
    d'idrogeno  sono i più semplici che esistano,  mentre al secondo posto
    per semplicità stanno gli atomi di elio.  Tra  i  restanti  atomi,  il
    grosso è formato da carbonio, ossigeno, azoto, neon e zolfo. Gli atomi
    di  idrogeno  e  di  ossigeno si combinano formando molecole di acqua;
    quelli di idrogeno  e  carbonio  si  combinano  formando  molecole  di
    metano;  gli  atomi  di  idrogeno  e  di  azoto  si combinano formando
    molecole di ammoniaca.
    In condizioni ordinarie le densità di tutte  queste  sostanze  sono  o
    uguali o inferiori a quella dell'acqua. Sotto pressioni elevate, quali
    prevarrebbero all'interno di Giove,  le loro densità possono diventare
    maggiori di quella dell'acqua.  Se  Giove  fosse  costituito  di  tali
    sostanze, ciò spiegherebbe la sua bassa densità.
    Nel 1932 un astronomo tedesco,  Rupert Wildt,  studiò la luce riflessa
    da Giove e trovò che erano  assorbite  precisamente  quelle  lunghezze
    d'onda che vengono assorbite da ammoniaca e metano.  Egli concluse che
    almeno queste due sostanze sono presenti nell'atmosfera di Giove.
    Nel 1952 Giove doveva passare davanti alla  stella  Sigma  Arietis,  e
    tale  evento  fu  osservato  attentamente  da due astronomi americani,
    William Alvin Baum e Arthur Dodd Code. Quando la stella si avvicinò al
    globo di Giove,  la sua luce attraversò la  sottile  atmosfera  al  di
    sopra  dello  strato di nubi del pianeta.  Dall'assorbimento subìto fu
    possibile dedurre che tale atmosfera era costituita principalmente  di
    idrogeno   ed  elio.   Nel  1963  ricerche  effettuate  dall'astronomo
    americano Hyron Spinrad mostrarono che era presente anche neon.
    Tutte queste sostanze sono gas, nelle condizioni terrestri; e dato che
    costituiscono la maggior parte della struttura di Giove,  parve giusto
    chiamare quest'ultimo un "gigante gassoso".
    Le  prime  sonde  inviate su Giove furono "Pioneer 10" e "Pioneer 11",
    che furono lanciate rispettivamente il 2 marzo  1972  e  il  5  aprile
    1973.  "Pioneer  10" passò a soli 136 mila chilometri dalla superficie
    visibile di Giove il 3 dicembre 1973, mentre "Pioneer 11" passò a soli
    42 mila chilometri un anno dopo,  il 2 dicembre 1974 -  sorvolando  il
    polo nord del pianeta, che pertanto gli esseri umani videro allora per
    la prima volta.
    Le due sonde successive,  assai più sofisticate,  furono "Voyager 1" e
    "Voyager 2",  che vennero lanciate rispettivamente il 20 agosto e il 5
    settembre 1977 e passarono a distanza ravvicinata da Giove nel marzo e
    nel luglio del 1979.
    Queste  sonde  confermarono  le precedenti deduzioni sull'atmosfera di
    Giove,  che risultò costituita in gran parte da idrogeno ed elio,  nel
    rapporto  di circa 10 a 1 (press'a poco la situazione dell'universo in
    generale). I componenti che non erano stati rilevati dalla terra erano
    etano e acetilene (entrambi combinazioni di carbonio e  di  idrogeno),
    acqua, ossido di carbonio, fosfina e tetraidruro di germanio.
    Indubbiamente la chimica dell'atmosfera di Giove è molto complessa,  e
    non ne  sapremo  abbastanza  in  proposito  finché  non  riusciremo  a
    inviarvi  una  sonda  che  sopravviva  in quell'atmosfera abbastanza a
    lungo per trasmetterci maggiori informazioni.  La grande macchia rossa
    è  (come  avevano  sospettato  quasi  tutti  gli astronomi) un uragano
    gigantesco, più grande della terra, pressoché permanente.
    A quanto pare,  tutto il pianeta  è  liquido.  La  temperatura  cresce
    rapidamente  con la profondità,  e le pressioni trasformano l'idrogeno
    in un liquido  rovente.  Al  centro  potrebbe  esserci  un  nucleo  di
    idrogeno  metallico  incandescente  allo stato solido.  (Le condizioni
    nell'interno più profondo di Giove sono troppo estreme per poterle per
    ora riprodurre sulla terra, e potrà occorrere un certo tempo prima che
    si riesca a effettuarne una stima sicura.)

    L'esplorazione di Giove per mezzo di sonde.

    Le sonde inviate verso Giove  hanno  ripreso  diverse  fotografie  dei
    quattro  satelliti  galileiani  molto da vicino,  e per la prima volta
    l'occhio umano ha potuto vedere qualcosa  di  più  che  dei  minuscoli
    cerchietti privi di dettagli.
    Si  sono  ottenute  informazioni  più  precise sulle loro dimensioni e
    masse effettive;  ciò comportò solo delle correzioni  di  poco  conto,
    anche  se Io,  il satellite galileiano più interno,  risultò dotato di
    una massa superiore di un quarto rispetto a quella che gli  era  stata
    attribuita in precedenza.
    Ganimede  e  Callisto,  come  si  era  potuto arguire dalle loro basse
    densità,  sono costituiti di sostanze leggere,  fra  cui  acqua.  Alle
    basse  temperature  prevedibili in base alla loro distanza dal sole (e
    dato che sono corpi piccoli,  privi dell'elevato  calore  interno  che
    caratterizza  invece  Giove,  o anche la terra),  queste sostanze sono
    allo stato solido; pertanto se ne parla come di "ghiacci".  Entrambi i
    satelliti sono cosparsi di numerosi crateri.
    I  satelliti  potrebbero  essere  riscaldati  dall'azione  di marea di
    Giove,  che  tende  a  deformarli,  creando  calore  per  attrito.  Ma
    l'effetto  di marea diminuisce rapidamente al crescere della distanza:
    Ganimede e  Callisto  sono  abbastanza  lontani  da  Giove  perché  il
    riscaldamento  dovuto  all'effetto  di  marea  sia  insignificante,  e
    rimangono allo stato solido.
    Europa è più vicino ed è stato troppo  caldo,  in  qualche  epoca  del
    passato,  perché si potessero formare molti ghiacci;  o anche se se ne
    sono  formati,  nella  maggior  parte  si  sono  fusi  e  vaporizzati,
    perdendosi  nello  spazio  nel  corso  della  sua  storia.   (I  campi
    gravitazionali  dei  satelliti  galileiani  sono  troppo  deboli   per
    trattenere   un'atmosfera   in   presenza   del  riscaldamento  dovuto
    all'effetto di marea.) Potrebbe essere l'incapacità di accumulare  una
    grande  quantità  di  ghiacci,  o il fatto di averli persi dopo averli
    accumulati,  la causa per cui Europa e Io sono decisamente più piccoli
    di Ganimede e Callisto.
    Europa  ha comunque trattenuto una quantità di ghiacci sufficiente per
    essere interamente coperto da un oceano (come  una  volta  si  pensava
    fosse Venere). Alla temperatura di Europa, tale oceano assume la forma
    di  un ghiacciaio che ricopre tutto il satellite.  Cosa più singolare,
    questo ghiacciaio è notevolmente levigato (Europa è  il  mondo  solido
    più levigato che gli astronomi abbiano finora incontrato),  anche se è
    attraversato in tutte le direzioni da segni scuri e  sottili,  che  lo
    fanno  assomigliare  in modo notevole alle mappe di Lowell del pianeta
    Marte.
    Il fatto che il ghiacciaio sia levigato e  non  cosparso  di  crateri,
    induce  a  supporre  che al di sotto possa esservi dell'acqua liquida,
    fusa dal riscaldamento dovuto alla marea.  Impatti  di  meteoriti,  se
    abbastanza grandi, potrebbero perforare il mantello di ghiaccio, ma in
    tal  caso l'acqua salirebbe in superficie e congelerebbe,  saldando il
    crepaccio.  Impatti più piccoli potrebbero causare delle fenditure  in
    continuo mutamento;  le crepe potrebbero anche essere dovute a effetti
    di marea o ad altri fattori.  Nel complesso,  tuttavia,  la superficie
    resta levigata.
    Io,   il  satellite  galileiano  più  interno,   è  quello  che  viene
    maggiormente riscaldato ad opera delle maree e sembra essere del tutto
    privo di liquidi.  Ancor prima  dell'arrivo  delle  sonde,  presentava
    aspetti  sconcertanti.  Nel  1974  l'astronomo  americano Robert Brown
    riferì che Io era circondato da una nebbia gialla dovuta ad  atomi  di
    sodio;  anzi,  sembrava  che viaggiasse attraverso una sottile foschia
    che riempiva tutta la sua orbita  formando  una  specie  di  ciambella
    intorno a Giove.  Io doveva essere all'origine della nebbia, ma non si
    sapeva come.
    Le sonde Pioneer dimostrarono  che  Io  ha  effettivamente  una  tenue
    atmosfera di densità pari circa a 1 su 20 mila di quella terrestre,  e
    le sonde "Voyager" risolvettero il problema scattando delle fotografie
    che mostrarono che Io possiede dei  vulcani  attivi.  Sono  gli  unici
    vulcani  attivi  di  cui  si abbia notizia oltre a quelli della terra.
    Sembra dunque che sotto alla superficie di Io giacciano delle  regioni
    di rocce fuse (riscaldate dall'azione di marea di Giove),  che in vari
    punti sono violentemente emerse alla superficie attraverso la  crosta,
    emettendo getti di sodio e di zolfo,  e dando così luogo all'atmosfera
    e alla «ciambella» orbitale.  La superficie  di  Io  è  incrostata  di
    zolfo,  che le conferisce un colore giallo-marrone.  Io non è ricco di
    crateri,  perché questi  ultimi  sono  stati  riempiti  dal  materiale
    vulcanico. Soltanto alcuni segni scuri indicano la presenza di crateri
    troppo recenti per esser stati colmati.
    All'interno dell'orbita di Io si trova il satellite Amaltea, che dalla
    terra  appare  niente più che un puntino luminoso.  Le sonde "Voyager"
    mostrarono che esso è un corpo irregolare,  come i  due  satelliti  di
    Marte, ma molto più grande. I diametri di Amaltea variano da 265 a 140
    chilometri.
    Sono  stati  scoperti  anche  altri tre satelliti,  tutti più vicini a
    Giove e considerevolmente più piccoli di Amaltea: si tratta  di  Giove
    Quattordicesimo,   Giove  Quindicesimo  e  Giove  Sedicesimo;  i  loro
    diametri sono stimati rispettivamente 24,  80 e 40  chilometri.  Nelle
    condizioni  attuali nessuno di questi satelliti può essere visto dalla
    terra,  a causa della loro piccolezza e della vicinanza allo splendore
    di Giove.
    Giove  Sedicesimo  è il più vicino al pianeta,  avendo una distanza di
    soli 128 mila chilometri dal suo centro - si trova, cioè,  soltanto 58
    mila chilometri al di sopra del suo strato di nubi. Esso ruota intorno
    a Giove in 7,07 ore. Giove Quattordicesimo è solo un poco più lontano,
    e  percorre  la sua orbita in 7,13 ore.  Entrambi si muovono intorno a
    Giove con una velocità maggiore di quella con cui il pianeta ruota sul
    proprio asse,  così che,  se li si potesse osservare dallo  strato  di
    nubi di Giove,  sembrerebbero levarsi a ovest e tramontare a est, come
    avviene per Phobos osservato da Marte.  Entro l'orbita  del  satellite
    più  interno  vi sono dei detriti che assumono l'aspetto di un sottile
    anello discontinuo di frammenti che girano intorno  a  Giove;  esso  è
    troppo  sottile  e  rado  per  essere  visto  dalla  terra con i mezzi
    ordinari.

    SATURNO.
    Saturno era il più lontano tra i  pianeti  conosciuti  nell'antichità:
    infatti,  nonostante la sua distanza, brilla in modo considerevole. Al
    massimo del suo splendore, raggiunge una magnitudine di meno 0,75, che
    lo rende più luminoso di  qualsiasi  stella,  salvo  Sirio.  Risplende
    anche  più  di  Mercurio e,  comunque,  è più facile da osservare,  in
    quanto,   essendo  più  lontano  di   noi   dal   sole,   non   rimane
    necessariamente  nelle  vicinanze  di quest'ultimo,  e lo si può veder
    brillare anche nel cielo di mezzanotte.
    La sua distanza media dal sole è di 1427 milioni di chilometri, pari a
    1,83 volte la distanza sole-Giove.  Saturno compie il suo giro intorno
    al  sole  in 29,458 anni,  mentre il periodo di rivoluzione di Giove è
    pari a 11,862 anni.  L'anno saturniano è pertanto lungo  due  volte  e
    mezzo l'anno di Giove.
    Sotto molti aspetti,  Saturno fa la parte del secondo violino rispetto
    a Giove. Per grandezza, ad esempio,  occupa il secondo posto tra tutti
    i  pianeti,  dopo  Giove.  Il  suo  diametro equatoriale è di 120 mila
    chilometri,  all'incirca i 5 sesti di quello  di  Giove.  Sono  queste
    dimensioni  minori,  insieme  alla  maggiore  distanza per cui la luce
    solare che lo raggiunge ha solo la metà dell'intensità di  quella  che
    giunge  su  Giove,  a  far  sì  che Saturno sia molto meno luminoso di
    Giove.  D'altra parte,  Saturno è ancora abbastanza grande da fare  la
    sua figura.
    La massa di Saturno è 95,1 volte quella della terra,  il che lo rende,
    dopo Giove,  il pianeta più massivo.  La sua massa è solo i tre decimi
    di  quella  di  Giove,  nonostante che il suo volume sia sei decimi di
    quello di Giove.
    Per avere una massa così piccola in un  volume  così  grande,  Saturno
    deve avere una densità molto bassa; infatti è l'oggetto meno denso che
    conosciamo  nel sistema solare,  avendo una densità globale che è solo
    0,7 volte quella  dell'acqua.  Se  fosse  possibile  avvolgerlo  nella
    plastica (per impedirgli di disperdersi o dissolversi) e immergerlo in
    un oceano abbastanza grande da contenerlo,  Saturno galleggerebbe.  E'
    presumibile che la materia che  costituisce  Saturno  sia  ancora  più
    ricca dell'elemento più leggero,  l'idrogeno,  e più povera per quanto
    riguarda tutti gli altri elementi di quella di Giove. Inoltre la minor
    gravità di Saturno non arriva a comprimere fortemente la  materia  che
    lo compone, come invece accade su Giove.
    Saturno  ruota rapidamente,  ma,  pur essendo leggermente più piccolo,
    non ha la velocità di Giove. Saturno gira sul suo asse in 10,67 ore, e
    quindi il suo giorno è dell'otto per cento  più  lungo  di  quello  di
    Giove.
    Anche se Saturno ruota più lentamente di Giove, gli strati esterni del
    primo  sono  meno densi di quelli del secondo;  inoltre Saturno ha una
    minor attrazione  gravitazionale  per  trattenerli.  Ne  consegue  che
    Saturno  ha  il  massimo  rigonfiamento equatoriale ed è l'oggetto più
    schiacciato del sistema solare.  Il suo schiacciamento  è  0,102,  1,6
    volte  quello  di Giove e 30 volte quello della terra: il suo diametro
    equatoriale è di 120 mila chilometri,  mentre quello polare è di  soli
    108  mila.  La  differenza  è  di  12  mila chilometri,  quasi pari al
    diametro della terra.

    Gli anelli di Saturno.

    Sotto un altro aspetto Saturno risulta unico - e singolarmente  bello.
    Quando  Galileo  puntò  per la prima volta su Saturno il suo primitivo
    telescopio, gli sembrò che esso avesse una forma strana,  quasi che ai
    lati  del  suo  globo se ne trovassero altri due più piccoli.  Galileo
    proseguì nelle sue osservazioni,  ma i  due  piccoli  globi  divennero
    sempre  più  difficili da scorgersi e infine,  verso la fine del 1612,
    scomparvero del tutto.
    Anche altri astronomi riferirono  che  c'era  qualcosa  di  strano  in
    Saturno, ma fu solo nel 1656 che Christiaan Huygens diede alla cosa la
    giusta  interpretazione.  Egli riferì che Saturno era circondato da un
    sottile anello luminoso, che non lo toccava in nessun punto.
    L'asse di rotazione di Saturno è inclinato,  come lo  è  quello  della
    terra;  l'inclinazione  dell'asse di Saturno è di 26,73 gradi,  mentre
    quello della terra è di 23,45 gradi. L'anello di Saturno è situato nel
    suo piano equatoriale, ed è dunque inclinato rispetto a noi e al sole.
    Quando Saturno percorre un estremo della sua orbita,  vediamo  dal  di
    sopra la parte dell'anello più vicina a noi, mentre quella più lontana
    ci rimane nascosta; quando, invece, Saturno si trova all'altro estremo
    dell'orbita,  vediamo dal di sotto la porzione dell'anello più vicina,
    ed è sempre quella lontana  che  resta  nascosta  alla  nostra  vista.
    Saturno  impiega  poco  più di 14 anni per andare da un capo all'altro
    della sua orbita;  durante questo periodo l'anello passa lentamente da
    una  posizione  in  cui  risulta in basso a un'altra in cui risulta in
    alto.  Allorché il  pianeta  si  trova  esattamente  a  mezza  strada,
    l'anello  ci  appare  perfettamente  di  profilo.  Quando  poi Saturno
    percorre l'altra metà dell'orbita per tornare al  punto  di  partenza,
    l'anello torna a cambiare lentamente aspetto in senso inverso, e anche
    questa volta,  a metà strada,  ci appare di profilo. Accade dunque due
    volte nel corso di ogni rivoluzione di Saturno,  cioè a intervalli  di
    poco più di quattordici anni,  che l'anello ci si presenti di profilo;
    in  tale  posizione  esso,  essendo  estremamente  sottile,   scompare
    completamente.  Proprio  questa  era  la  situazione quando Galileo lo
    osservò alla fine del 1612,  dopo di  che,  a  causa  della  delusione
    provata,  non  volle  mai  più  osservarlo  (o  almeno  così  vuole la
    tradizione).
    Nel 1675 Cassini notò che  l'anello  di  Saturno  non  era  una  curva
    ininterrotta di luce,  ma presentava una linea circolare scura, che lo
    suddivideva in una sezione interna e una esterna: quest'ultima era più
    stretta e meno luminosa dell'altra.  Sembrava dunque  che  gli  anelli
    fossero due,  uno dentro all'altro;  da allora,  infatti,  si è sempre
    parlato di  anelli,  al  plurale.  La  linea  scura  è  oggi  chiamata
    divisione di Cassini.
    L'astronomo russo-tedesco Friedrich G.  W.  von Struve nel 1826 chiamò
    anello A quello esterno  e  anello  B  quello  interno.  Nel  1850  un
    astronomo  americano,  William  Cranch Bond,  riferì di un anello poco
    luminoso ancora più vicino a Saturno dell'anello B. Questo anello poco
    luminoso è l'anello  C;  tra  esso  e  l'anello  B  non  sussiste  una
    divisione osservabile.
    Non  esiste  nulla  di  simile  agli  anelli di Saturno né nel sistema
    solare né in qualsiasi parte dell'universo osservabile  con  i  nostri
    strumenti.  E'  vero  che  oggi  sappiamo che Giove è circondato da un
    sottile anello di materia,  ed è anche possibile che qualsiasi pianeta
    gigante  gassoso,  come  Giove  o  Saturno,  abbia nelle sue immediate
    vicinanze un anello di detriti.  Tuttavia,  se  l'anello  di  Giove  è
    tipico,  si  tratta  di oggetti affatto modesti,  mentre il sistema di
    anelli di Saturno è grandioso.  A quanto risulta da misure  effettuate
    dalla terra, il sistema di anelli di Saturno si estende, da un estremo
    all'altro,  per  270  000 chilometri,  cioè 21 volte il diametro della
    terra e quasi il doppio del diametro di Giove.
    Che cosa sono gli anelli di Saturno? Cassini pensò che fossero oggetti
    lisci e compatti,  simili ai cerchietti flessibili usati per  giocare;
    nel  1785,  però,  Laplace  (che  più tardi avrebbe proposto l'ipotesi
    della nebulosa) fece osservare che  le  varie  zone  degli  anelli  si
    trovavano  a  distanza  diversa  dal  centro di Saturno e perciò erano
    sottoposte  a  forze  di  diversa  intensità  da   parte   del   campo
    gravitazionale   del   pianeta.   Questa   differenza   di  attrazione
    gravitazionale altro non è che  l'effetto  di  marea  di  cui  ho  già
    parlato,  che tenderebbe a frantumare l'anello.  Laplace pensò che gli
    anelli potessero essere in realtà una serie di anelli  molto  sottili,
    situati  talmente  vicini  tra  loro  da apparire,  visti dalla terra,
    compatti.
    Nel  1855,   tuttavia,   Maxwell  (che  più  tardi  avrebbe   previsto
    l'esistenza  di  un'ampia banda di radiazione elettromagnetica) mostrò
    che anche la proposta di Laplace non era una spiegazione  sufficiente.
    Per  non  spezzarsi  sotto  l'azione della forza di marea,  gli anelli
    dovevano  essere  formati  da  frammenti  relativamente   piccoli   di
    innumerevoli meteoriti,  distribuiti intorno a Saturno in modo tale da
    suscitare,   nell'osservatore  terrestre,   l'impressione  di   anelli
    compatti.   In  seguito  non  si  nutrì  più  alcun  dubbio  circa  la
    correttezza dell'ipotesi di Maxwell.
    Affrontando da un punto di vista diverso il problema  dell'effetto  di
    marea,  un astronomo francese,  Edouard Roche,  dimostrò che qualsiasi
    corpo  solido   che   si   fosse   avvicinato   a   un   altro   corpo
    considerevolmente  più  grande  sarebbe  stato ridotto,  a causa delle
    potenti forze di marea,  in piccoli frammenti.  La distanza alla quale
    il corpo più piccolo finirebbe per essere fatto a pezzi viene chiamata
    "limite  di  Roche",  e  di solito viene valutata pari a 2,44 volte il
    "raggio equatoriale" (la  distanza  dal  centro  a  un  punto  situato
    sull'equatore) del corpo più grande.
    Così,  il  limite  di  Roche  per  Saturno  è  2,44  volte  il  raggio
    equatoriale del pianeta,  che misura  60  mila  chilometri  (metà  del
    diametro equatoriale),  cioè è pari a 146 mila chilometri.  Il margine
    esterno dell'anello A dista 136 mila chilometri dal centro di Saturno,
    così che l'intero sistema degli anelli giace entro il limite di  Roche
    (anche l'anello di Giove è situato entro il relativo limite di Roche).
    Sembra  quindi  che gli anelli di Saturno siano formati da detriti che
    non hanno mai potuto aggregarsi formando un satellite (come  farebbero
    invece dei detriti situati oltre il limite di Roche - e come, a quanto
    pare,  in altri casi hanno fatto),  o che siano composti dai frammenti
    di ciò che un tempo era un satellite,  che per qualche ragione si  sia
    avventurato troppo vicino e sia stato ridotto in pezzi.  In entrambi i
    casi,  ciò che rimane è un ammasso di corpi molto piccoli.  (L'effetto
    di marea diminuisce con il diminuire delle dimensioni del corpo che lo
    subisce; a un certo punto i frammenti sono così piccoli che si arresta
    ogni ulteriore frammentazione,  salvo forse quella dovuta a collisioni
    occasionali tra i frammenti  stessi.)  Secondo  alcune  stime,  se  si
    raccogliesse in un unico corpo tutta la materia contenuta negli anelli
    di Saturno, si otterrebbe una sfera poco più grande della nostra luna.

    I satelliti di Saturno.

    Oltre agli anelli,  Saturno,  come Giove, ha una schiera di satelliti.
    Il primo di questi fu scoperto da Huygens nel 1656,  lo stesso anno in
    cui egli scoprì gli anelli.  Due secoli dopo, il satellite fu chiamato
    Titano;  nella mitologia greca i Titani erano un gruppo di divinità di
    cui  faceva  parte  anche Saturno (Cronos).  Titano è un corpo grande,
    quasi delle stesse dimensioni di Ganimede,  rispetto al quale  è  però
    meno denso,  così che la differenza delle loro masse è ancora maggiore
    di quella tra i loro volumi.  Esso resta comunque il secondo satellite
    del sistema solare, sia in ordine di diametro che in ordine di massa.
    C'è  però  un  aspetto  per  cui  Titano non è (fino a oggi) secondo a
    nessuno dei satelliti.  Più distante dal sole e  pertanto  più  freddo
    rispetto ai satelliti di Giove, riesce meglio a trattenere le molecole
    di  gas,  rallentate  dal  freddo,  nonostante  la sua piccola gravità
    superficiale. Nel 1944 l'astronomo olandese-americano Gerard P. Kuiper
    riuscì a stabilire al di là di ogni dubbio la presenza di un'atmosfera
    intorno a Titano e trovò che essa conteneva del metano. Le molecole di
    metano sono fatte di un atomo di carbonio e quattro di idrogeno (CH4);
    il metano è il principale costituente del gas naturale sulla terra.
    Al tempo della scoperta di Titano,  si  conoscevano  in  tutto  cinque
    altri  satelliti:  la  luna e i quattro satelliti galileiani di Giove;
    tutti e cinque avevano pressappoco le  stesse  dimensioni,  molto  più
    vicine tra loro di quanto non fossero quelle dei pianeti noti.  Tra il
    1671 e il 1684,  Cassini scoprì altri quattro  satelliti  di  Saturno,
    ciascuno  dei  quali  aveva invece un diametro decisamente inferiore a
    quello di Europa, il più piccolo dei satelliti galileiani.  I diametri
    andavano  da  1450 chilometri,  per il satellite più grande tra quelli
    scoperti da Cassini (oggi chiamato Giapeto),  a  1050  chilometri  per
    quello  più  piccolo  (Teti).  Da  allora  si comprese che i satelliti
    potevano anche essere molto piccoli.
    Alla fine del diciannovesimo secolo si conoscevano nove  satelliti  di
    Saturno.  L'ultimo  dei  nove  a  essere  scoperto  fu  Febea,  che fu
    avvistato per la prima volta dall'astronomo  americano  William  Henry
    Pickering,  ed  è  di gran lunga il satellite più lontano,  con la sua
    distanza media da Saturno di  13  milioni  di  chilometri;  esso  gira
    intorno  a Saturno in 549 giorni,  in senso retrogrado,  ed è anche il
    più piccolo dei satelliti, con un diametro di circa 190 chilometri (da
    qui il fatto che fu scoperto così tardi, dato che piccolezza vuol dire
    scarsa luminosità).
    Tra il 1979 e il 1981,  tre sonde  che  erano  passate  in  precedenza
    vicino  a Giove - "Pioneer 11",  "Voyager 1" e "Voyager 2" - inviarono
    primi piani anche di Saturno, dei suoi anelli e satelliti.
    Titano fu, naturalmente, uno degli obiettivi principali, a causa della
    sua atmosfera.  Alcuni segnali radio inviati da "Voyager 1"  verso  la
    terra sfiorarono l'atmosfera di Titano,  e parte della loro energia fu
    assorbita;  dai particolari di tale assorbimento si poté  dedurre  che
    l'atmosfera  del satellite era inaspettatamente densa.  Dalla quantità
    di metano precedentemente rilevata dalla  terra  si  era  pensato  che
    Titano  potesse  avere un'atmosfera di densità pari a quella di Marte;
    ma le cose non stavano così. La sua atmosfera aveva una densità pari a
    150 volte quella dell'atmosfera di Marte, e anzi era probabilmente 1,5
    volte più densa di quella della terra.
    La spiegazione di questo valore così sorprendentemente alto stava  nel
    fatto che, dalla terra, si era potuto individuare solo il metano e, se
    questo  ne  fosse  stato  l'unico  componente,  l'atmosfera  di Titano
    sarebbe stata effettivamente assai poco densa.  Ma adesso sappiamo che
    il  metano  costituisce  soltanto  il  2  per  cento dell'atmosfera di
    Titano,  mentre il resto è azoto,  un gas difficile da individuarsi in
    base alle sue proprietà di assorbimento.
    La  densa  atmosfera  di Titano è molto nebbiosa,  il che impedisce la
    vista della superficie solida.  Tuttavia la stessa nebbia  riveste  un
    grande   interesse.   Il  metano  è  una  molecola  che  "polimerizza"
    facilmente - cioè che si combina con se stessa formando  molecole  più
    grosse.  Quindi  gli  scienziati possono abbandonarsi alle congetture,
    immaginando che su Titano vi siano degli oceani o una fanghiglia fatti
    di molecole abbastanza complesse contenenti carbonio.  Anzi,  possiamo
    trastullarci  con l'idea che Titano possa essere ricoperto di asfalto,
    con  affioramenti  di  benzina  solidificata  e  che  possa  contenere
    sfavillanti laghi di metano e di etano.
    Gli altri satelliti di Saturno sono costellati di crateri,  come c'era
    da aspettarsi.  Mimante,  il più interno dei  nove,  ne  contiene  uno
    talmente grande (rispetto alle dimensioni del satellite) che l'impatto
    che  lo  ha  prodotto deve aver quasi mandato in frantumi il satellite
    stesso.
    Encelado,  il secondo  dei  nove,  è  invece  relativamente  privo  di
    crateri,  così  che si può pensare che sia stato parzialmente fuso dal
    riscaldamento dovuto alle forze di marea.  Iperione è il satellite con
    la  forma  meno  sferica  e  ha  un  diametro  che  varia da 110 a 190
    chilometri.  La sua forma assomiglia piuttosto a quella dei  satelliti
    di  Marte,  ma  non  le  sue dimensioni che sono abbastanza grandi per
    autorizzarci a  pensare  che  dovrebbe  essere  pressoché  sferico  in
    conseguenza  della  sua  forza gravitazionale.  Forse si è spezzato in
    tempi recenti.
    Giapeto,  fin da quando è stato scoperto,  nel 1671,  ha  esibito  una
    peculiarità: la sua luminosità è cinque volte maggiore quando si trova
    a ovest di Saturno rispetto a quando si trova a est. Dato che mantiene
    sempre la stessa faccia rivolta verso Saturno, noi vediamo un emisfero
    o  l'altro  di  Giapeto  a  seconda  della  sua  posizione rispetto al
    pianeta.  Ciò aveva suscitato la naturale supposizione che un emisfero
    fosse  in  grado  di  riflettere  la  luce  solare cinque volte di più
    dell'altro  emisfero.   Le  fotografie   scattate   da   "Voyager   1"
    confermarono  tale  supposizione.  Giapeto  è ora luminoso ora oscuro,
    come se una faccia fosse coperta  di  ghiacci  e  l'altra  di  polvere
    scura. Non si conosce ancora la ragione di tale differenza.
    Le  sonde  dirette verso Saturno sono riuscite a scoprire otto piccoli
    satelliti,  troppo piccoli perché li si potesse scorgere dalla  terra;
    così  il  numero  dei satelliti di Saturno è salito a diciassette.  Di
    questi otto nuovi satelliti,  cinque sono  più  vicini  a  Saturno  di
    Mimante.  Il  più  vicino  di  essi dista solo 137 mila chilometri dal
    centro di Saturno  (77  mila  chilometri  dallo  strato  di  nubi  che
    sovrasta il pianeta) e compie una rivoluzione in 14,43 ore.
    Due  dei  satelliti  che si trovano all'interno dell'orbita di Mimante
    hanno una  caratteristica  insolita:  sono  "coorbitali",  cioè  hanno
    un'orbita comune, sulla quale si inseguono senza fine, girando intorno
    a Saturno.  Si tratta del primo esempio di satelliti coorbitali di cui
    si sia venuti a conoscenza. Essi si trovano a una distanza di 151 mila
    chilometri dal centro di Saturno e girano intorno al pianeta in  16,68
    ore.  Nel 1967 un astronomo francese,  Andouin Dollfus, aveva riferito
    dell'esistenza di un satellite interno  all'orbita  di  Mimante  e  lo
    aveva chiamato Giano;  probabilmente si trattava di un avvistamento di
    uno qualsiasi dei satelliti interni a Mimante,  ma ne conseguirono dei
    dati  orbitali  erronei,   perché  forse  in  momenti  diversi  furono
    localizzati  satelliti  differenti.   Giano  oggi  non   compare   più
    nell'elenco dei satelliti di Saturno.
    Anche   gli   altri  tre  satelliti  scoperti  di  recente  presentano
    situazioni senza precedenti.  Dione,  un satellite che si conosceva da
    tempo,  essendo stato scoperto da Cassini,  è risultato in possesso di
    un minuscolo compagno coorbitale.  Mentre Dione ha un diametro di 1100
    chilometri, il compagno (Dione-B) ha un diametro di soli 32 chilometri
    circa.  Nel suo moto di rivoluzione intorno a Saturno, Dione-B precede
    Dione di 60 gradi, così che Saturno, Dione e Dione-B si trovano sempre
    ai vertici di un triangolo equilatero.  Questa è ciò che si chiama una
    situazione troiana, per ragioni che spiegherò più avanti.
    Tale  situazione,  possibile  solo  quando  il terzo corpo è molto più
    piccolo dei primi due,  può verificarsi quando il corpo più piccolo si
    trova  60 gradi avanti o indietro rispetto a quello più grande.  Se si
    trova più avanti,  è nella posizione L-4;  se si trova più indietro  è
    nella posizione L-S. Dione-B si trova nella posizione L-4. (La lettera
    L  è  l'iniziale  del  nome dell'astronomo italo-francese Joseph Louis
    Lagrange,  che,   nel  1772,   calcolò  che  tale  configurazione  era
    gravitazionalmente stabile.)
    C'è poi Teti,  un altro dei satelliti di Cassini,  che ha due compagni
    coorbitali: Teti-B in posizione L-4 e Teti-C in posizione L-S.
    La famiglia dei satelliti di Saturno è dunque la più ricca  e  la  più
    complessa del sistema solare, per quanto ne sappiamo fino a oggi.
    Anche  gli anelli di Saturno sono assai più complessi di quanto non si
    fosse  pensato.  Osservati  da  vicino,   essi  risultano  formati  da
    centinaia,  forse  addirittura  da migliaia di piccoli anelli sottili,
    paragonabili ai solchi di un disco.  In certi punti  si  notano  delle
    bande  scure perpendicolari agli anelli,  paragonabili ai raggi di una
    ruota.  C'è poi un tenue anello esterno  che  appare  formato  di  tre
    anelli  più  sottili  intrecciati.  Nessuno  di  questi aspetti ha una
    spiegazione per il momento,  anche se  è  opinione  generale  che  una
    semplice  spiegazione basata sulla gravitazione debba essere integrata
    prendendo in considerazione effetti di natura elettrica.

    I PIANETI PIU' ESTERNI.
    Ai tempi in cui non si disponeva ancora del telescopio, Saturno era il
    pianeta più lontano e più lento che fosse noto.  Era inoltre  il  meno
    luminoso,  pur restando un oggetto di prima magnitudine.  Per migliaia
    di anni, dopo che ci si era resi conto dell'esistenza dei pianeti, non
    sembra si sia pensato alla possibilità che esistessero pianeti  troppo
    distanti, e quindi troppo poco luminosi per essere visibili.

    Urano.

    Anche  dopo  che Galileo ebbe dimostrato che vi sono miriadi di stelle
    troppo fioche per essere viste senza telescopio,  non  sembra  che  la
    possibile   esistenza  di  pianeti  invisibili  a  occhio  nudo  abbia
    suscitato particolare interesse.
    Ma poi, il 13 marzo 1781, William Herschel (non ancora famoso), mentre
    stava effettuando misure di posizioni stellari nella costellazione dei
    Gemelli,  si avvide di un oggetto che non era un  punto  luminoso,  ma
    aveva  piuttosto l'aspetto di un piccolo disco.  Inizialmente credette
    che si trattasse di una cometa lontana,  perché le  comete  erano  gli
    unici  oggetti,  oltre  ai  pianeti,  che all'osservazione telescopica
    risultassero simili a dischi.  Le comete,  però,  appaiono indistinte,
    mentre questo oggetto aveva dei bordi netti.  Inoltre si muoveva sullo
    sfondo delle stelle più lentamente di Saturno,  e quindi doveva essere
    più distante.  Era un pianeta lontano, molto più lontano di Saturno, e
    molto meno luminoso. In seguito al pianeta venne dato il nome di Urano
    (in greco Ouranos),  il  dio  del  cielo  e  padre  di  Saturno  nella
    mitologia greca.
    La  distanza  media di Urano dal sole e di 2870 milioni di chilometri,
    quasi esattamente il doppio di quella di Saturno.  Inoltre Urano è più
    piccolo di Saturno, con un diametro di 51800 chilometri, cioè circa il
    quadruplo  del diametro della terra;  pur essendo anch'esso un gigante
    gassoso come Giove e Saturno, Urano è molto più piccolo.  La sua massa
    è 14,5 volte quella della terra,  ma solo 5 su 33 di quella di Saturno
    e 1 su 22 di quella di Giove.
    A causa della  sua  distanza  e  delle  sue  dimensioni  relativamente
    piccole, Urano appare molto più fioco sia di Giove sia di Saturno. Non
    è  però del tutto invisibile a occhio nudo;  guardando nella direzione
    giusta in una notte molto buia,  Urano appare visibile come una stella
    molto debole, anche senza telescopio.
    Allora  gli  astronomi  non  avrebbero potuto avvistarlo già nei tempi
    antichi?  Sicuramente lo avvistarono,  ma una stella molto  fioca  non
    poteva  attrarre la loro attenzione,  dato che allora si credeva che i
    pianeti  fossero  molto  luminosi.  Inoltre,   anche  se  fosse  stato
    osservato  per  varie notti consecutive,  il suo moto è talmente lento
    che  il  mutamento  della  sua  posizione   sarebbe   potuto   passare
    inosservato.  Quanto  poi  ai  primi  telescopi,  essi non erano molto
    validi, così che,  anche se erano puntati nella direzione giusta,  non
    mostravano chiaramente il piccolo disco di Urano.
    Eppure,  nel 1690, l'astronomo inglese John Flamsteed aveva catalogato
    una stella nella costellazione del Toro,  dandole il nome di 34 Tauri.
    In  tempi successivi altri astronomi non riuscirono a individuare tale
    stella;  ma dopo la scoperta di Urano,  quando ormai se  ne  conosceva
    l'orbita,  facendo  dei  calcoli  retroattivi ci si accorse che si era
    trovato proprio nel punto in cui Flamsteed aveva indicato la  presenza
    di  34  Tauri.  E  mezzo  secolo più tardi l'astronomo francese Pierre
    Charles Lemmonier vide Urano in tredici occasioni diverse e lo segnalò
    in tredici  posti  diversi,  credendo  che  si  trattasse  di  tredici
    differenti stelle.
    Sul periodo di rotazione di Urano ci sono dati contrastanti. Il valore
    accettato  solitamente per tale periodo era di 10,82 ore;  ma nel 1977
    si sostenne che esso era  di  25  ore.  "Voyager  2"  ha  recentemente
    stabilito un periodo pari a circa 12 ore.
    Una  cosa  certa  sulla rotazione di Urano riguarda l'inclinazione del
    suo asse, che è di 98 gradi, poco più di un angolo retto.  Così sembra
    che  Urano  rotoli  sul  fianco mentre compie la sua rivoluzione di 84
    anni intorno al sole;  ogni polo è esposto  in  continuità  alla  luce
    solare  per  quarantadue anni,  poi per altri quarantadue resta in una
    notte continua.
    Alla distanza dal sole a cui si trova Urano questo fatto non  comporta
    grandi conseguenze; se fosse invece la terra a ruotare in questo modo,
    le  stagioni  avrebbero caratteristiche talmente estreme da mettere in
    serio dubbio la  stessa  possibilità  dell'evolversi  della  vita  sul
    nostro pianeta.
    Dopo   aver   scoperto   Urano,    Herschel   seguitò   a   osservarlo
    periodicamente, e, nel 1787, avvistò due satelliti, ai quali venne poi
    dato il nome di Titania e Oberon. Nel 1851 l'astronomo inglese William
    Lassell scoprì altri due satelliti, più vicini al pianeta,  che furono
    chiamati Ariel e Umbriel.  Infine,  nel 1948,  Kuiper scoprì un quinto
    satellite, ancora più vicino: Miranda.
    Tutti i satelliti di Urano ruotano intorno al pianeta  nel  suo  piano
    equatoriale  così  che  anche  tutto  il  sistema dei satelliti appare
    rovesciato su un fianco.  I satelliti girano passando a nord e  a  sud
    del pianeta, anziché a est e a ovest, come di solito.
    I satelliti di Urano sono tutti relativamente vicini al pianeta, e non
    ne esistono di molto distanti (almeno per quanto possiamo vedere).  Il
    più lontano dei  cinque  oggi  noti  è  Oberon,  che  dista  585  mila
    chilometri  dal  centro  di  Urano,  solamente  una  volta  e mezza la
    distanza  della  luna  dalla  terra.   Miranda  dista  solo  130  mila
    chilometri dal centro di Urano.
    Nessuno  dei  satelliti  di  Urano  ha  dimensioni simili a quelle dei
    satelliti galileiani, di Titano o della luna.  Il più grande è Oberon,
    che  ha un diametro di circa 1600 chilometri,  mentre il più piccolo è
    Miranda, con un diametro di 240 chilometri.
    A lungo parve che non ci fosse niente di particolarmente eccitante nel
    sistema di satelliti di Urano,  ma  nel  1973  un  astronomo  inglese,
    Gordon  Tayler,  calcolò  che  Urano  stava  per passare davanti a una
    stella di nona magnitudine, SA0158687; questo fatto mise in agitazione
    gli astronomi,  perché implicava che a un certo momento,  subito prima
    che  la  stella  venisse  occultata,  la sua luce avrebbe attraversato
    l'atmosfera superiore del pianeta;  analogamente,  allorché la  stella
    fosse  riemersa  da  dietro  il pianeta,  la sua luce avrebbe di nuovo
    attraversato l'atmosfera superiore di Urano.  La luce della stella  in
    tali   momenti   avrebbe   potuto   fornire  agli  astronomi  dati  su
    temperatura,  pressione e composizione dell'atmosfera  di  Urano.  Era
    previsto  che  l'occultazione  sarebbe avvenuta il 19 marzo 1977;  per
    meglio osservarla,  l'astronomo americano James  L.  Elliot  e  alcuni
    colleghi  quella notte salirono,  a bordo di un aereo,  a un'altezza a
    cui  non  si  risentivano  più  gli  effetti  di  distorsione   e   di
    assorbimento dovuti agli strati inferiori dell'atmosfera terrestre.
    Prima  che  Urano  raggiungesse  la  stella,  la  luce di quest'ultima
    diminuì improvvisamente per circa  7  secondi,  per  poi  ritornare  a
    livello  normale.  Via  via  che Urano si avvicinava,  vi furono altre
    quattro brevi fasi di oscuramento,  ciascuna di un secondo.  Quando la
    stella  emerse  dall'altra  parte,  si  ebbe un'analoga successione di
    oscuramenti,  ma in ordine inverso.  L'unico modo di  spiegare  questo
    fenomeno era supporre l'esistenza di sottili anelli di materia intorno
    a  Urano - anelli solitamente non visibili dalla terra,  perché troppo
    tenui, troppo rarefatti e troppo poco luminosi.
    Un'attenta osservazione  di  Urano  durante  l'occultazione  di  altre
    stelle,  per esempio durante quella avvenuta il 10 aprile 1978,  aveva
    finora mostrato l'esistenza di nove anelli. Il recente passaggio della
    sonda "Voyager 2" ci ha informato della presenza di 11 anelli.  Quello
    più  interno  dista 40 mila chilometri dal centro del pianeta,  quello
    più esterno 49 mila.  L'intero sistema di anelli è compreso  entro  il
    limite di Roche.
    Si è potuto calcolare che gli anelli di Urano sono così sottili,  così
    rarefatti e poco splendenti da avere una luminosità  pari  a  1  su  3
    milioni di quella degli anelli di Saturno.  Non c'è da sorprendersi se
    gli anelli di Urano possono essere avvistati dalla terra solo nel modo
    indiretto sopra descritto.
    Quando,  in seguito,  si scoprì l'esistenza dell'anello di  Giove,  si
    cominciò  a  pensare  che dopo tutto gli anelli non dovevano essere un
    fenomeno così insolito. Forse tutti i giganti gassosi hanno un sistema
    di anelli,  oltre a numerosi satelliti.  Ciò che fa di Saturno un caso
    unico  non  è  la  presenza di anelli,  ma solamente il fatto che essi
    siano così luminosi ed estesi.

    Nettuno.

    Poco dopo la scoperta di Urano, venne calcolata la sua orbita.  Con il
    passare degli anni,  però,  risultò che Urano non seguiva l'orbita che
    era stata calcolata  -  o  per  lo  meno  non  esattamente.  Nel  1821
    l'astronomo  francese  Alexis  Bouvard ricalcolò l'orbita del pianeta,
    tenendo conto delle osservazioni precedenti,  per esempio di quelle di
    Flamsteed.  Ma  Urano  non seguiva esattamente neppure la nuova orbita
    calcolata.
    Le lievi attrazioni gravitazionali esercitate  su  Urano  dagli  altri
    pianeti  ("perturbazioni") ne influenzavano leggermente il moto,  così
    che Urano si trovava o un po' in ritardo o un po'  in  anticipo  sulla
    posizione  teorica  che  avrebbe  dovuto avere.  Questi effetti furono
    ricalcolati con cura,  ma Urano seguitava a non comportarsi secondo le
    previsioni.  La conclusione logica era che,  al di là di Urano, doveva
    esserci  un   pianeta   sconosciuto   che   esercitava   un'attrazione
    gravitazionale di cui non si era tenuto conto.
    Nel  1841  un  ventiduenne  studente  di matematica dell'Università di
    Cambridge, in Inghilterra,  affrontò il problema lavorandoci nel tempo
    libero.  Il suo nome era John Couch Adams;  nel settembre del 1845, il
    suo lavoro poteva dirsi concluso.  Egli aveva calcolato  dove  avrebbe
    dovuto  trovarsi  il  pianeta  ancora  sconosciuto perché,  con la sua
    presenza, potesse spiegare le anomalie dell'orbita di Urano. Tuttavia,
    Adams non riuscì a suscitare l'interesse degli astronomi  inglesi  per
    il suo progetto.
    Nel  frattempo anche un giovane astronomo francese,  Urban Jean Joseph
    Leverrier,  stava lavorando indipendentemente  allo  stesso  problema;
    egli  portò  a  termine  il  suo  lavoro  circa  sei  mesi dopo Adams,
    arrivando a una conclusione pressoché identica. Leverrier ebbe però la
    fortuna di riuscire a indurre un astronomo tedesco,  Johann  Gottfried
    Galle,  a  controllare  una determinata regione del cielo alla ricerca
    del pianeta sconosciuto.  Fortunatamente Galle disponeva di una  nuova
    mappa  delle  stelle  di  quella  porzione  del cielo.  Egli iniziò la
    ricerca la notte del 23 settembre 1846, e stava lavorando,  con il suo
    assistente  Heinrich Ludwig D'Arrest,  da meno di un'ora quando scoprì
    un oggetto di ottava magnitudine che non risultava dalla mappa.
    Era il pianeta!  e si trovava all'incirca nel punto in cui,  secondo i
    calcoli,  avrebbe  dovuto trovarsi.  In seguito gli fu dato il nome di
    Nettuno,  il dio del mare (Poseidone nella mitologia greca),  a  causa
    del  suo  colore  verdastro.  Il  merito della sua scoperta oggi viene
    ripartito equamente tra Adams e Leverrier.
    Nettuno ruota intorno al sole in  un'orbita  di  raggio  pari  a  4500
    milioni  di chilometri;  si trova quindi a una distanza dal sole che è
    più di una volta e mezza quella di Urano,  e trenta volte quella della
    terra. Esso compie una rivoluzione intorno al sole in 164,8 anni.
    Nettuno  è  il gemello di Urano (un po' come Venere è la gemella della
    terra,  se non altro quanto a dimensioni).  Nettuno ha un diametro  di
    49500  chilometri,  appena  un  po'  minore  di  quello  di Urano;  ma
    quest'ultimo è più denso e ha una massa superiore del 18 per cento. La
    massa di Nettuno è 17,2 volte quella della terra: si tratta dunque del
    quarto gigante gassoso che orbita intorno al sole.
    Il 10 ottobre 1846,  meno di tre settimane dopo che Nettuno era  stato
    avvistato per la prima volta,  fu scoperto un suo satellite,  al quale
    venne dato il nome di un mitico figlio di Nettuno, Tritone.  Si scoprì
    poi  che anche Tritone era un satellite di grandi dimensioni,  con una
    massa quasi uguale a quella di Titano: è stato il settimo satellite di
    questo tipo a essere scoperto,  e il primo dopo la scoperta di Titano,
    avvenuta quasi due secoli prima.
    Il  suo  diametro è di circa 3900 chilometri,  il che lo rende di poco
    più grande della nostra luna;  la sua distanza dal centro di Nettuno è
    di  355 mila chilometri,  circa la distanza terra-luna.  A causa della
    maggiore attrazione gravitazionale esercitata da Nettuno, Tritone però
    compie una rivoluzione in 5,88 giorni,  cioè circa in  un  quinto  del
    tempo impiegato dalla luna per girare intorno alla terra.
    Tritone  gira  intorno  a  Nettuno in senso retrogrado.  Non è l'unico
    satellite a comportarsi così,  ma gli altri (i quattro  satelliti  più
    esterni  di  Giove  e  quello più esterno di Saturno) sono tutti molto
    piccoli e molto distanti dal pianeta di cui  sono  satelliti.  Tritone
    invece  è grande ed è anche prossimo al suo pianeta.  Rimane quindi un
    mistero perché debba seguire un'orbita retrograda.
    Per più di un secolo Tritone rimase l'unico satellite di  Nettuno  che
    si conoscesse.  Poi, nel 1949, Kuiper (che aveva scoperto l'anno prima
    Miranda) avvistò un  oggetto  piccolo  e  assai  poco  luminoso  nelle
    vicinanze  di  Nettuno:  era  un  altro satellite,  che venne chiamato
    Nereide, dal nome delle ninfe marine della mitologia greca.
    Nereide ha un diametro di circa 240 chilometri e compie  il  suo  giro
    intorno  a  Nettuno in senso normale.  Ha però l'orbita più eccentrica
    che si conosca per un satellite; nella posizione più vicina,  dista da
    Nettuno 1400000 chilometri,  mentre all'altro estremo della sua orbita
    è a 9700000 chilometri;  in altri termini,  la sua distanza da Nettuno
    varia di circa sette volte da un estremo all'altro.  Il suo periodo di
    rivoluzione  è  di  365,21  giorni,  cioè  45  minuti  meno  dell'anno
    terrestre.
    Nettuno  non  ha ancora ricevuto la visita di una sonda,  e quindi non
    c'è da sorprendersi se non siamo a conoscenza di altri satelliti o  di
    un   sistema  di  anelli.   Non  sappiamo  neppure  se  Tritone  abbia
    un'atmosfera, ma, poiché Titano ce l'ha,  anch'esso potrebbe benissimo
    averne una.

    Plutone.

    La  massa  e  la  posizione  di  Nettuno  spiegavano  gran parte delle
    anomalie del moto di Urano.  Ma per spiegare quelle rimanenti,  alcuni
    astronomi pensarono che si dovesse ricercare un altro pianeta,  ancora
    più distante di Nettuno;  il più assiduo nei suoi calcoli e nella  sua
    ricerca fu Lowell (che era diventato famoso per le sue idee sui canali
    di Marte).
    La  ricerca  non  fu  facile.  Qualsiasi  pianeta  al di là di Nettuno
    sarebbe stato così poco luminoso  da  confondersi  nella  folla  delle
    stelle  più  fioche.  Inoltre,  si  sarebbe  mosso tanto lentamente da
    rendere difficilmente osservabile il  suo  cambiamento  di  posizione.
    Lowell morì, nel 1916, senza averlo ancora trovato.
    Tuttavia,  gli  astronomi  dell'osservatorio  Lowell,  in  California,
    continuarono la ricerca anche dopo la sua morte.  Nel 1929 un  giovane
    astronomo,  Clyde  William  Tombaugh,  riprese  tale ricerca usando un
    nuovo telescopio, capace di fotografare con grande risoluzione regioni
    relativamente ampie del cielo.
    Tombaugh fece anche uso del cosiddetto "blink comparator" (comparatore
    a  visione  intermittente),  uno  strumento  che  proiettava  la  luce
    attraverso  una  lastra fotografica impressionata in un certo giorno e
    poi  attraverso  un'altra  lastra  della  stessa  regione  del   cielo
    impressionata alcuni giorni dopo,  e così via in rapida alternanza. Le
    lastre erano disposte in modo che le immagini  di  una  stessa  stella
    nelle  due  lastre  venissero  proiettate nello stesso punto.  Le vere
    stelle sarebbero rimaste perfettamente immobili mentre la luce passava
    alternativamente  attraverso  l'una  o   l'altra   lastra.   Qualsiasi
    eventuale pianeta,  per quanto oscuro,  avrebbe invece cambiato la sua
    posizione, comparendo ora qui, ora li, alternativamente, a somiglianza
    di un lampeggiatore ("blink").
    Anche con tale strumento la scoperta  non  fu  semplice,  perché  ogni
    lastra conteneva molte decine di migliaia di stelle, ed era necessario
    esaminare  attentamente  ogni  angolo  della lastra per vedere se,  in
    questa miriade, ve n'era una che lampeggiava.
    Ma alle 4 pomeridiane del 18  febbraio  1930  Tombaugh,  mentre  stava
    studiando  una  regione  nella  costellazione  dei  Gemelli,  trovò un
    "blink".  Seguì il suo oggetto per circa un mese e,  il 13 marzo 1930,
    annunciò  di  aver  trovato il nuovo pianeta;  esso venne chiamato col
    nome del dio degli inferi,  Plutone,  perché era estremamente  lontano
    dalla  luce del sole;  in più,  le prime due lettere del nome erano le
    iniziali di Percival Lowell.
    Il calcolo dell'orbita di Plutone diede molte sorprese.  Non era  così
    lontano dal sole,  quanto avevano pensato Lowell e altri astronomi; la
    sua  distanza  media  risultò  di  circa  6  miliardi  di  chilometri,
    superiore solo del 30 per cento alla distanza di Nettuno.
    Inoltre  l'orbita  era  più  eccentrica  di  quella di tutti gli altri
    pianeti;  nel punto di maggior distanza dal sole,  Plutone distava 7,4
    miliardi  di  chilometri,  mentre  nel punto opposto della sua orbita,
    cioè in  perielio,  tale  distanza  si  riduceva  a  4,3  miliardi  di
    chilometri.
    Quando è alla minima distanza dal sole,  Plutone gli è addirittura più
    vicino di Nettuno di circa 160 milioni di chilometri. Plutone percorre
    la sua orbita intorno al sole in 247,7 anni,  ma durante  ciascuna  di
    tali rivoluzioni c'è un periodo di venti anni in cui esso si trova più
    vicino al sole di Nettuno,  così che non è il pianeta più lontano.  Si
    dà il caso che uno di questi periodi cada negli ultimi due decenni del
    ventesimo secolo: quindi,  in questo momento,  Plutone è più vicino al
    sole di quanto non lo sia Nettuno.
    L'orbita  di  Plutone,  però,  non  incrocia  effettivamente quella di
    Nettuno,  perché la prima è fortemente  inclinata  rispetto  a  quella
    degli  altri  pianeti.  Rispetto all'orbita della terra è inclinata di
    circa 17,2 gradi,  mentre  quella  di  Nettuno  ha  solo  una  leggera
    inclinazione.  Pertanto,  quando  le orbite di Nettuno e di Plutone si
    incrociano (nel senso che hanno la stessa distanza dal sole),  una  di
    esse  si  trova  molto  al  di sotto dell'altra;  di fatto essi non si
    avvicinano mai a una distanza inferiore a 2,4 miliardi di chilometri.
    La cosa più problematica di Plutone era  comunque  la  sua  luminosità
    molto  inferiore alle aspettative,  che subito lo escludeva dal novero
    dei giganti  gassosi.  Se  infatti  Plutone  avesse  avuto  dimensioni
    comparabili   a   quelle   di  Urano  o  di  Nettuno,   sarebbe  stato
    considerevolmente più luminoso.  La stima iniziale gli  attribuiva  un
    raggio prossimo a quello della terra.
    Ma  anche  questa  stima  risultò eccessiva.  Nel 1950 Kuiper riuscì a
    vedere Plutone come un piccolo disco, e,  quando ne misurò l'ampiezza,
    ebbe  l'impressione  che  esso  potesse avere un diametro di soli 5800
    chilometri,  ancor meno di quello di  Marte.  Alcuni  astronomi  erano
    riluttanti ad accettare tale stima; ma il 28 aprile 1965 Plutone passò
    molto  vicino  a  una  piccola  stella  senza sovrapporsi ad essa;  se
    Plutone avesse avuto dimensioni maggiori di quelle stimate da  Kuiper,
    l'avrebbe occultata.
    Era  perciò  chiaro  che  Plutone  aveva dimensioni troppo piccole per
    esercitare un'azione sensibile sull'orbita di Urano.  Se  le  anomalie
    residue  nell'orbita di Urano erano dovute all'esistenza di un pianeta
    distante, questo pianeta non era Plutone.
    Nel 1955 si  notò  che  la  luminosità  di  Plutone  variava  in  modo
    regolare, con un ciclo di 6,4 giorni. Si suppose allora che tale fosse
    il  periodo  di rotazione di Plutone - un periodo insolitamente lungo.
    Mercurio e Venere hanno periodi ancora più lunghi,  ma sono fortemente
    influenzati  dagli  effetti  di  marea provocati dal sole,  a cui sono
    molto vicini.  Ma nel caso di Plutone che giustificazione poteva avere
    tale fenomeno?
    Poi,  il  22  giugno 1978 sopraggiunse una scoperta che sembrò fornire
    una spiegazione.  Quel giorno l'astronomo americano James W.  Christy,
    analizzando   alcune   fotografie   di   Plutone,   notò   un  marcato
    rigonfiamento da una parte.  Esaminò altre fotografie  e  giunse  alla
    conclusione che Plutone aveva un satellite. Un satellite molto vicino,
    tanto  che  la  distanza  da  centro  a  centro  era  solo  di 20 mila
    chilometri. La scoperta era giunta così tardi perché,  alla distanza a
    cui  si  trova Plutone dalla terra,  è assai difficile distinguere due
    oggetti così vicini. Christy diede al satellite il nome di Caronte, il
    barcaiolo che nella mitologia greca fa  attraversare  alle  ombre  dei
    morti  il fiume Stige,  al di là del quale inizia il regno di Plutone,
    l'Ade.
    Caronte compie una rivoluzione intorno a Plutone in 6,4 giorni,  che è
    esattamente  il  tempo  impiegato  dal pianeta per ruotare sul proprio
    asse.  Non si tratta di una coincidenza.  I due corpi  devono  essersi
    rallentati a vicenda tramite gli effetti di marea,  fino ad arrivare a
    presentarsi reciprocamente sempre una stessa faccia;  ora essi ruotano
    intorno  al  comune  centro  di  gravità,  come le due estremità di un
    manubrio da ginnastica tenute insieme dall'attrazione gravitazionale.
    Questo è l'unico sistema pianeta-satellite che ruoti come un  manubrio
    rigido.  Considerando il caso a noi più vicino,  per esempio,  la luna
    mostra sempre la stessa faccia alla terra,  ma la terra non ha  ancora
    subìto  un  rallentamento tale da mostrare sempre una stessa faccia al
    suo satellite,  perché è molto più grande e le occorre molto più tempo
    per  subire  un  simile rallentamento.  Se le dimensioni della terra e
    della luna fossero più simili tra loro,  ne sarebbe  potuto  risultare
    qualcosa di analogo a quello che si verifica fra Plutone e Caronte.
    In  base  alla  distanza  fra  loro  e  al tempo di rivoluzione si può
    calcolare la massa totale dei due corpi,  che risulta solo  un  ottavo
    circa  della massa della luna.  Plutone è ancora più piccolo di quanto
    fosse stato stimato dai più pessimisti.
    In base alla luminosità relativa dei due  corpi,  sembra  che  Plutone
    abbia  un  diametro  di soli 3000 chilometri,  dunque dimensioni molto
    prossime a quelle di  Europa,  il  più  piccolo  dei  sette  satelliti
    maggiori.  Caronte  ha  un  diametro  di  1200  chilometri,  circa  la
    grandezza di Dione, il satellite di Saturno.
    I due oggetti non hanno dunque dimensioni molto diverse. Probabilmente
    Plutone ha una massa che è solo dieci volte quella di Caronte,  mentre
    la  terra  ha  una  massa  che  è  81 volte quella della luna.  Questa
    differenza nelle rispettive dimensioni spiega perché Plutone e Caronte
    ruotano l'uno intorno all'altro presentandosi sempre la stessa faccia,
    mentre la terra e  la  luna  non  fanno  altrettanto.  Per  quanto  ne
    sappiamo, è questo il caso nel sistema solare che più si avvicina a un
    «pianeta  doppio».  Fino  al 1978 si era pensato che la situazione più
    simile a quella di una stella doppia fosse quella della terra e  della
    luna.

    GLI ASTEROIDI.

    Asteroidi al di là dell'orbita di Marte.

    Ogni  pianeta,  con  un'unica  eccezione,  ha  una  distanza  dal sole
    compresa tra 1,3 e 2,0 volte quella del  pianeta  precedente.  L'unica
    eccezione è costituita da Giove, il quinto pianeta, che dista dal sole
    3,4 volte più di Marte, il quarto pianeta.
    Questo  singolare  intervallo  suscitò  la perplessità degli astronomi
    dopo la scoperta di Urano (a  quell'epoca,  infatti,  si  sviluppò  un
    grande interesse per la possibile esistenza di altri pianeti).  Poteva
    forse esserci un pianeta in tale intervallo? Un pianeta intermedio tra
    il quarto e il quinto poteva essere sfuggito a ogni osservazione  fino
    ad allora?  Un astronomo tedesco,  Heinrich W. M. Olbers, organizzò un
    gruppo per intraprendere una ricerca sistematica di tale pianeta.
    Stavano facendo i loro  preparativi,  quando  un  astronomo  italiano,
    Giuseppe  Piazzi,  che  stava  osservando  i  cieli  senza minimamente
    pensare a un nuovo pianeta,  si  imbatté  in  un  oggetto  che  mutava
    posizione  di  giorno in giorno.  Dalla velocità del suo moto sembrava
    situato in una zona compresa tra Marte e Giove;  e,  a giudicare dalla
    sua scarsa luminosità,  doveva essere molto piccolo. La scoperta venne
    fatta il primo gennaio del 1801, il primo giorno del nuovo secolo.
    Le osservazioni di Piazzi permisero al matematico tedesco Johann K. F.
    Gauss di calcolare l'orbita dell'oggetto;  si trattava  effettivamente
    di un nuovo pianeta la cui orbita giaceva tra quelle di Marte e Giove,
    esattamente  dove  avrebbe  dovuto  trovarsi  per  rendere regolare la
    distribuzione dei pianeti. Piazzi, che lavorava in Sicilia,  chiamò il
    pianeta  Cerere,  in  onore della dea romana delle messi la cui storia
    mitica era intrecciata a quella dell'isola.
    La distanza e la scarsa luminosità di Cerere davano un'idea delle  sue
    dimensioni,  che  dovevano  essere veramente piccole,  molto minori di
    quelle di qualsiasi altro pianeta.  I dati più recenti parlano  di  un
    diametro poco inferiore ai 1000 chilometri.  Probabilmente la massa di
    Cerere è circa un cinquantesimo di  quella  della  luna,  ed  è  molto
    minore di quella di tutti i maggiori satelliti.
    Non  appariva possibile che Cerere fosse l'unico corpo nell'intervallo
    tra Marte e Giove;  pertanto Olbers continuò la ricerca anche dopo  la
    scoperta  di Piazzi.  Entro il 1807 infatti vennero scoperti altri tre
    pianeti in quello stesso intervallo,  e vennero dati loro  i  nomi  di
    Pallade,  Giunone  e  Vesta.  Tutti  e tre erano ancora più piccoli di
    Cerere: Giunone,  il più piccolo di tutti,  non raggiunge forse i  100
    chilometri di diametro.
    Questi  nuovi  pianeti  sono  talmente  piccoli che neppure il miglior
    telescopio di quei tempi poteva farli apparire  come  dischetti;  essi
    mantenevano  l'aspetto  di punti luminosi,  come accade per le stelle.
    Per questa ragione Herschel propose di chiamarli "asteroidi"  (oggetti
    simili a stelle) e il suo suggerimento fu accolto.
    Si  dovette  aspettare  il  1845 perché un astronomo tedesco,  Karl L.
    Hencke,  scoprisse un quinto asteroide,  che denominò Astrea;  dopo di
    allora, però, le scoperte si susseguirono di continuo. Oggi sono stati
    individuati più di 1600 asteroidi, tutti considerevolmente più piccoli
    di Cerere, il primo a esser stato scoperto; e indubbiamente ne restano
    da   scoprire   ancora   migliaia.   Essi   si   trovano  quasi  tutti
    nell'intervallo tra Marte  e  Giove,  e  tale  intervallo  oggi  viene
    indicato con la denominazione di "fascia degli asteroidi".
    A  che cosa si deve l'esistenza degli asteroidi?  Fin da quando furono
    scoperti i primi quattro,  Olbers suggerì che essi fossero i resti  di
    un pianeta esploso. Gli astronomi, però, restano dubbiosi circa questa
    eventualità,  ritenendo più verosimile che tale pianeta non si sia mai
    formato:  mentre  in  altre  regioni  la  nebulosa  originaria  si   è
    condensata  gradualmente dando origine a planetesimali (equivalenti ad
    asteroidi) e questi ai singoli pianeti (che  portano  sotto  forma  di
    crateri il segno dell'impatto degli ultimi venuti), nella fascia degli
    asteroidi,  la  condensazione  non  ha  mai  superato  lo  stadio  dei
    planetesimali.  Si  ha  l'impressione  che  di  ciò  sia  responsabile
    l'effetto perturbante del gigantesco vicino, Giove.
    Nel 1866 era stato ormai scoperto un numero di asteroidi sufficiente a
    dimostrare  che  essi  non  erano  distribuiti  in modo uniforme nella
    fascia: esistevano regioni in  cui  non  passava  alcuna  orbita.  Non
    c'erano asteroidi alle distanze medie dal sole di 370,  440, 490 e 550
    milioni di chilometri.
    Un astronomo americano,  Daniel Kirkwood,  osservò  nel  1866  che  in
    queste orbite gli asteroidi avrebbero compiuto il loro giro intorno al
    sole  in un periodo pari a una frazione semplice del periodo di Giove.
    In tali condizioni,  l'effetto  perturbante  di  Giove  sarebbe  stato
    particolarmente  intenso,  e  qualsiasi  asteroide  che  si trovasse a
    quelle distanze sarebbe stato costretto ad avvicinarsi al  sole  o  ad
    allontanarsi  da  esso.  La  presenza  di  queste "lacune di Kirkwood"
    mostrava chiaramente che l'influenza di Giove era rilevante  e  poteva
    impedire la condensazione.
    In  seguito  emerse  un  nesso  ancora  più  stretto  tra  Giove e gli
    asteroidi. Nel 1906 un astronomo tedesco, Max Wolf, scoprì l'asteroide
    588,  che si muoveva con insolita lentezza,  il che faceva pensare che
    fosse sorprendentemente lontano dal sole. Era, in effetti, l'asteroide
    più  lontano mai scoperto.  Gli venne dato il nome di Achille,  l'eroe
    greco della guerra troiana.  (Di solito agli  asteroidi  vengono  dati
    nomi  femminili,  ma  a  quelli  con orbite insolite vengono dati nomi
    maschili.)
    Attente osservazioni mostrarono che Achille si muoveva sull'orbita  di
    Giove,  precedendolo  di  60 gradi.  Prima della fine di quello stesso
    anno fu scoperto anche l'asteroide 617,  che si muove  sull'orbita  di
    Giove seguendolo alla distanza di 60 gradi; ad esso venne dato il nome
    di  Patroclo,  l'amico  di Achille nell'"Iliade" di Omero.  Furono poi
    scoperti altri asteroidi raggruppati sia intorno  a  Patroclo  che  ad
    Achille;  a  tutti  vennero  dati  nomi  di eroi della guerra troiana.
    Questo fu il primo caso in cui si scoprirono degli esempi reali  della
    stabilità  che si instaura quando tre corpi sono situati ai vertici di
    un triangolo equilatero.  Per questa  ragione  a  tale  configurazione
    viene dato il nome di "posizione troiana",  e agli asteroidi quello di
    "asteroidi troiani".  Achille con il suo gruppo occupa la posizione L-
    4, mentre Patroclo con il suo occupa la L-5.
    I  satelliti  più esterni di Giove,  che sembrano essere frutto di una
    cattura, potrebbero esser stati un tempo asteroidi troiani.
    Anche Febea,  il satellite più esterno di Saturno,  e Nereide,  quello
    più esterno di Nettuno, potrebbero essere dei satelliti catturati - il
    che costituirebbe un indizio che anche nella regione al di là di Giove
    esistono  quanto meno degli asteroidi dispersi,  che forse un tempo si
    trovavano nella fascia degli asteroidi e poi sono stati  obbligati  da
    qualche  perturbazione a spostarsi verso l'esterno,  dove hanno finito
    per essere catturati da un pianeta.
    Nel 1920,  per esempio,  Baade  scoprì  l'asteroide  944,  che  chiamò
    Hidalgo;  esso,  come risultò in seguito dal calcolo della sua orbita,
    si trova molto al di là di Giove,  e si sposta con un periodo orbitale
    di  13,7  anni tre volte il periodo di un asteroide medio,  e maggiore
    anche del periodo di Giove.
    L'asteroide 944 ha un'eccentricità orbitale pari a 0,66, e al perielio
    dista dal sole non più di 305 milioni  di  chilometri,  così  che,  in
    quella   posizione,   si  trova  decisamente  entro  la  fascia  degli
    asteroidi. Invece, quando è all'afelio,  la sua distanza dal sole è di
    1440 milioni di chilometri - pari dunque a quella di Saturno. Tuttavia
    la  sua  orbita è talmente inclinata che,  quando si trova all'afelio,
    Hidalgo è assai al di sotto di Saturno e non corre alcun  pericolo  di
    venir  catturato;  però  altri  satelliti situati su orbite così ampie
    potrebbero essere più vicini a Saturno,  e finire per essere catturati
    da quest'ultimo, o da un altro dei pianeti più esterni.
    Non   potrebbe   darsi  il  caso  di  un  asteroide  soggetto  a  tali
    perturbazioni gravitazionali da aver assunto un'orbita situata  sempre
    molto  al  di  là  della  fascia di asteroidi?  Nel 1977,  l'astronomo
    americano Charles Kowall avvistò una macchia  poco  luminosa,  che  si
    spostava  sullo  sfondo  stellato del cielo con una velocità pari a un
    terzo solamente di quella di Giove;  doveva trovarsi molto  al  di  là
    dell'orbita di quest'ultimo.
    Kowall   la   seguì   per   vari   giorni,    calcolandone   un'orbita
    approssimativa,   poi  cominciò   a   cercarla   in   vecchie   lastre
    fotografiche,  riuscendo  a individuarla in una trentina di esse,  tra
    cui una che risaliva al 1895; ora aveva dati sufficienti per tracciare
    un'orbita accurata.
    Si tratta di un asteroide piuttosto grande, di circa 190 chilometri di
    diametro, che, quando si trova nel punto più vicino al sole,  ne dista
    quanto Saturno,  mentre,  all'estremo opposto della sua orbita,  dista
    dal sole quanto Urano. Sembra che faccia la spola tra Saturno e Urano,
    senza tuttavia avvicinarsi mai troppo a nessuno dei due, a causa della
    forte inclinazione della sua orbita.
    Kowall lo chiamò Chirone,  dal nome di uno dei centauri,  mezzo uomo e
    mezzo  cavallo.  Il  suo  periodo  di  rivoluzione  è  di  50,7  anni;
    attualmente si trova in prossimità dell'afelio,  ma fra una ventina di
    anni  la sua distanza da noi sarà più che dimezzata,  così che potremo
    scorgerlo più chiaramente.

    «Earth grazers» e oggetti Apollo.

    Se esistono asteroidi che si spingono al di là dell'orbita  di  Giove,
    perché  non  ce  ne  dovrebbero  essere  altri,   situati  al  di  qua
    dell'orbita di Marte, cioè più vicini al sole?
    Il primo di tali oggetti fu scoperto il 13 agosto 1898 da un astronomo
    tedesco,  Gustav Witt.  Egli individuò l'asteroide 433 e trovò che  il
    suo  periodo  di rivoluzione era di soli 1,76 anni - 44 giorni meno di
    quello di Marte. Pertanto la sua distanza media dal sole doveva essere
    minore di quella di Marte. Il nuovo asteroide venne chiamato Eros.
    Eros, come risultò poi,  ha un'eccentricità molto alta.  All'afelio si
    trova  ben dentro la fascia degli asteroidi,  ma al perielio dista dal
    sole soltanto 170 milioni di chilometri,  non molto più  della  terra.
    Dato che la sua orbita e inclinata rispetto a quella della terra,  non
    le si avvicina tanto  quanto  accadrebbe  se  le  due  orbite  fossero
    situate nello stesso piano.
    Comunque, nelle posizioni più opportune sulle loro orbite, la terra ed
    Eros  si  possono  trovare  a  una  distanza  di  soli  22  milioni di
    chilometri,  poco più della metà della distanza minima di Venere dalla
    terra,  il che significa che,  a parte la luna,  Eros era, al tempo in
    cui venne scoperto, il nostro vicino più prossimo nello spazio.
    Eros non è un corpo molto  grande.  A  giudicare  dai  cambiamenti  di
    luminosità  ha  la  forma  di un mattone,  con un diametro medio di 16
    chilometri; non per questo va preso sottogamba: se dovesse verificarsi
    una collisione con la terra, sarebbe una catastrofe inimmaginabile.
    Nel 1931 Eros si avvicinò  fino  a  trovarsi  a  soli  26  milioni  di
    chilometri  di  distanza  dalla  terra;  venne allora messo in atto un
    grandioso  progetto  astronomico  per  determinarne   esattamente   la
    parallasse,  in  modo  da  poter  calcolare  con  una  precisione  mai
    raggiunta prima le varie distanze entro il sistema solare. Il progetto
    riuscì e i risultati ottenuti restarono i migliori,  fino a quando  si
    ricorse  all'uso  di  segnali  radar,  che  furono fatti riflettere su
    Venere.
    Un asteroide che si avvicina alla terra a  una  distanza  inferiore  a
    quella di Venere viene detto, non senza una certa esagerazione, «Earth
    grazer»  (che  sfiora  la  terra).  Tra  il  1898  e il 1932 ne furono
    scoperti soltanto tre,  ciascuno dei quali,  però,  si avvicinava alla
    terra meno di Eros.
    Il  primato  fu  comunque battuto dall'asteroide 1221,  scoperto il 12
    marzo 1932 dall'astronomo belga Eugène Delporte,  il quale accertò che
    esso,  pur  avendo  un'orbita  molto  simile a quella di Eros,  poteva
    avvicinarsi fino a 16 milioni  di  chilometri  dall'orbita  terrestre.
    Delporte lo chiamò Amor, l'equivalente latino del greco Eros.
    Il 24 aprile 1932, esattamente sei settimane dopo, l'astronomo tedesco
    Karl  Reinmuth  scoprì  un asteroide che chiamò Apollo,  perché era un
    altro «Earth grazer».  Si tratta di un asteroide sorprendente,  perché
    al perielio si trova a soli 96 milioni di chilometri dal sole: esso si
    muove non solo entro l'orbita di Marte, ma anche all'interno di quella
    della  terra,  e  perfino  di  quella  di  Venere;  ha  però  una tale
    eccentricità che all'afelio dista 344 milioni di chilometri dal  sole,
    spingendosi  assai  più  lontano  di Eros;  pertanto il suo periodo di
    rivoluzione supera di 18 giorni quello di  Eros.  Il  15  maggio  1932
    Apollo,  che  ha un diametro di circa un chilometro e mezzo,  arrivò a
    soli 11 milioni di chilometri dalla terra,  meno di  trenta  volte  la
    distanza della luna.  Da allora,  qualsiasi oggetto che si avvicini al
    sole più di Venere viene chiamato oggetto Apollo.
    Nel febbraio del 1936 Delporte,  che quattro anni prima aveva scoperto
    Amor,  scoprì  un  altro «Earth grazer»,  che battezzò Adone.  Proprio
    qualche giorno prima di essere localizzato,  Adone era passato a  soli
    2,4 milioni di chilometri dalla terra, cioè a poco più di 6,3 volte la
    distanza  della  luna.  Inoltre,  il  nuovo  «Earth  grazer»  aveva il
    perielio a 66 milioni di  chilometri,  in  prossimità  dell'orbita  di
    Mercurio: era il secondo oggetto Apollo a essere scoperto.
    Nel  novembre del 1937 Reinmuth (lo scopritore di Apollo) ne scoprì un
    terzo,  cui diede il nome di Hermes.  Esso era passato a soli 800 mila
    chilometri dalla terra, poco più del doppio della distanza della luna.
    Reinmuth,  in  base  ai  dati  di  cui  disponeva,  calcolò  un'orbita
    approssimativa,  dalla quale risultava che Hermes poteva passare a non
    più  di  300  mila  chilometri  dalla terra (meno della distanza della
    luna!),  qualora  i  due  corpi  si  fossero  trovati  in  particolari
    posizioni sulle proprie orbite.  In seguito,  però,  di Hermes si sono
    perse le tracce.
    Il 26 giugno 1949 Baade scoprì un oggetto Apollo ancora più  insolito,
    con  un  periodo  di  rivoluzione  di  1,12  anni  e  la  più  elevata
    eccentricità  orbitale  mai  riscontrata  in  un   asteroide:   0,827.
    All'afelio  esso  si  trova  certamente compreso entro la fascia degli
    asteroidi tra Marte e Giove,  mentre al perielio dista soli 28 milioni
    di  chilometri  dal sole - meno dunque di qualsiasi pianeta,  Mercurio
    incluso.  Baade lo battezzò col nome di Icaro,  l'ardimentoso  giovane
    della  mitologia  greca  che,  volando  con le ali inventate dal padre
    Dedalo,  si avvicinò tanto al sole che la cera,  che assicurava al suo
    corpo le penne delle ali, si fuse ed egli precipitò e morì.
    Dopo  il  1949  vennero scoperti altri oggetti Apollo.  Alcuni di essi
    hanno periodi orbitali inferiori all'anno,  e almeno uno ha  un'orbita
    tutta  interna a quella della terra.  Nel 1983 ne è stato scoperto uno
    che si avvicina al sole più di Icaro.
    Alcuni astronomi stimano che nello spazio vi siano circa  750  oggetti
    Apollo con diametri superiori a un chilometro. Si è calcolato che, nel
    corso  di  un  milione  di anni,  quattro oggetti Apollo di dimensioni
    apprezzabili colpiranno la terra, tre Venere, uno Mercurio,  o Marte o
    la luna,  mentre sette subiranno alterazioni della loro orbita tali da
    farli uscire definitivamente dal sistema solare.  Tuttavia,  il numero
    degli  oggetti  Apollo  non diminuirà col tempo,  anzi è probabile che
    altri se ne aggiungano  di  quando  in  quando,  a  causa  di  qualche
    perturbazione  gravitazionale  di  oggetti  situati nella fascia degli
    asteroidi.

    LE COMETE.
    Esiste un'altra classe di oggetti del sistema solare che  possono,  di
    tanto  in tanto,  avvicinarsi molto al sole.  Essi appaiono all'occhio
    come oggetti  di  debole  luminosità,  dai  contorni  indistinti,  che
    attraversano  il cielo,  come ho detto nel capitolo secondo,  simili a
    stelle dotate di lunghe code o di una chioma al vento.  E  in  effetti
    gli  antichi  greci  li  chiamarono  "asteres  kometai",  cioè  stelle
    chiomate, e noi oggi li chiamiamo ancora "comete".
    A differenza delle stelle e dei pianeti,  non  sembra  che  le  comete
    seguano percorsi facilmente prevedibili; sembra invece che esse vadano
    e vengano senza ordine e regolarità.  Poiché in epoche prescientifiche
    la gente credeva che le stelle e i pianeti esercitassero  un  influsso
    sugli esseri umani,  questo comportamento irregolare delle comete,  il
    loro andirivieni, venne associato agli aspetti imprevisti della vita -
    per esempio alle catastrofi improvvise.
    Fu soltanto nel 1473 che un europeo, per la prima volta, fece qualcosa
    di più che rabbrividire alla comparsa di  una  cometa  nel  cielo.  In
    quell'anno,  infatti,  un astronomo tedesco, Regiomontano, osservò una
    cometa e,  notte dopo notte,  ne registrò la posizione  rispetto  alle
    stelle.
    Nel  1532  due astronomi,  l'italiano Girolamo Fracastoro e il tedesco
    Peter Apian,  studiarono una cometa comparsa in quell'anno,  e  fecero
    notare come la sua coda puntasse sempre in direzione opposta al sole.
    Poi,  nel 1577, comparve un'altra cometa, e Tycho Brahe, osservandola,
    cercò di determinarne la distanza in base alla parallasse. Se si fosse
    trattato di un fenomeno atmosferico, come aveva creduto Aristotele, la
    cometa avrebbe dovuto avere una parallasse maggiore della luna.  Ma le
    cose non stavano così! La sua parallasse era troppo piccola per essere
    misurata:  dunque la cometa era al di là della luna e doveva essere un
    oggetto astronomico.
    Ma perché le comete andavano e venivano in modo così irregolare?  Dopo
    che  Isaac  Newton ebbe formulato la legge di gravitazione universale,
    nel 1687,  fu chiaro che  le  comete,  al  pari  degli  altri  oggetti
    astronomici   del   sistema   solare,   dovevano  subire  l'attrazione
    gravitazionale del sole.
    Nel 1682 era apparsa una cometa, ed Edmund Halley, un amico di Newton,
    ne  aveva  osservato  il  percorso  nel   cielo.   Riconsiderando   le
    registrazioni  di passaggi precedenti,  egli osservò che le comete del
    1456,  del 1531 e del 1607 avevano seguito traiettorie analoghe.  Tali
    comete  erano  comparse  a  intervalli di settantacinque o settantasei
    anni.
    Halley si convinse che le  comete,  proprio  come  i  pianeti,  girano
    intorno al sole,  ma in orbite ellittiche estremamente allungate.  Per
    la maggior parte del tempo esse si  trovano  nella  parte  dell'orbita
    vicina  all'afelio,  a una distanza enorme,  e sono quindi troppo poco
    luminose  e  troppo  lontane  per  essere  visibili;   poi  percorrono
    velocemente  la  parte  dell'orbita prossima al perielio,  in un tempo
    relativamente breve.  E' solo durante questo breve  periodo  che  esse
    sono visibili;  siccome nessuno può osservarle quando si trovano nelle
    altre parti dell'orbita,  le loro  apparizioni  e  scomparse  sembrano
    dettate dal capriccio.
    Halley predisse che la cometa del 1682 sarebbe ritornata nel 1758. Non
    visse abbastanza per vederla, ma la cometa fece effettivamente ritorno
    e fu avvistata per la prima volta il 25 dicembre 1758. Era leggermente
    in  ritardo,  perché  passando  vicino  a  Giove  era stata rallentata
    dall'attrazione  gravitazionale  di  quest'ultimo.  Da  allora  questa
    cometa è nota come cometa di Halley;  essa fece nuovamente ritorno nel
    1833 e nel 1910;  e quest'anno  si  è  rinnovato  l'appuntamento.  Gli
    astronomi,  sapendo  dove cercarla,  hanno potuto individuarla come un
    oggetto estremamente fievole,  ancora a grande distanza (ma in  marcia
    di  avvicinamento)  già all'inizio del 1983 e,  alla fine del 1985,  è
    stato possibile osservarla anche con strumenti poco sofisticati.
    Sono state calcolate le traiettorie di diverse altre  comete  a  breve
    periodo,  le  cui  orbite sono all'interno del sistema planetario.  La
    cometa di Halley al perielio dista soltanto 87,8 milioni di chilometri
    dal  sole  ed  è  quindi  ben  all'interno  dell'orbita   di   Venere.
    All'afelio,  essa  è a cinque miliardi e 280 milioni di chilometri dal
    sole e si trova al di là dell'orbita di Nettuno.
    La cometa con l'orbita più piccola è quella di Encke,  che  compie  un
    giro completo intorno al sole in 3,3 anni.  Al perielio, essa dista 50
    milioni di chilometri dal sole (poco meno  di  Mercurio).  All'afelio,
    essa  è  a  611  milioni  di  chilometri  dal sole e si trova entro il
    confine esterno della fascia degli asteroidi.  La cometa  di  Encke  è
    l'unica  (a  noi nota) la cui traiettoria sia tutta interna all'orbita
    di Giove.
    Le comete a lungo periodo, invece, hanno il loro afelio molto al di là
    del sistema planetario e ritornano all'interno del sistema solare solo
    a intervalli dell'ordine di milioni di anni. Nel 1973 l'astronomo ceco
    Lajos Kohoutek scoprì  una  nuova  cometa  che  suscitò  un'ondata  di
    interesse perché prometteva di essere eccezionalmente luminosa (ma non
    lo fu).  Al perielio essa si trovava a soli 37,5 milioni di chilometri
    dal sole - dunque più vicina di Mercurio; ma all'afelio, se il calcolo
    dell'orbita è corretto,  essa si allontana dal sole fino a  circa  500
    miliardi  di chilometri,  cioè a 120 volte la distanza di Nettuno.  La
    cometa di Kohoutek dovrebbe compiere una rivoluzione completa  intorno
    al  sole  in  217  mila  anni.  Indubbiamente  esistono  altre  comete
    dall'orbita ancora più estesa.
    Nel 1950 Oort suggerì che in una regione che si estende da 6000  a  12
    mila  miliardi  di chilometri di distanza dal sole (fino a 25 volte la
    distanza della cometa di Kohoutek all'afelio) esistano cento  miliardi
    di  piccoli  corpi  aventi  un  diametro perlopiù compreso tra 0,8 e 8
    chilometri. Presi tutti insieme avrebbero una massa non superiore a un
    ottavo di quella della terra.
    Questo materiale costituisce la "nube di Oort",  un residuo della nube
    originaria di polvere e gas che si sarebbe condensata circa 5 miliardi
    di  anni  fa  formando  il sistema solare.  La differenza tra comete e
    asteroidi sta  nel  fatto  che,  mentre  questi  ultimi  hanno  natura
    rocciosa, le prime sono fatte soprattutto di materiali congelati, che,
    alla loro distanza ordinaria dal sole,  sono solidi come la roccia, ma
    evaporano facilmente non appena si avvicinano a una fonte  di  calore.
    (L'astronomo  americano  Fred  Lawrence  Whipple  aveva  suggerito per
    primo,  nel  1949,   che  le  comete  fossero  essenzialmente  oggetti
    ghiacciati,  dotati  eventualmente di un nucleo di materiale roccioso,
    oppure ricchi di granelli di pietra  distribuiti  uniformemente  nella
    loro  massa.  Questa  teoria  viene comunemente chiamata "teoria della
    palla di neve sporca".)
    Normalmente le comete se ne stanno nelle loro orbite remote, compiendo
    lentamente il loro giro  intorno  al  sole  lontano,  con  periodi  di
    rivoluzione dell'ordine di milioni di anni. Di quando in quando, però,
    a  causa  di  una  collisione  o dell'azione gravitazionale di qualche
    stella delle più prossime,  alcune di esse vengono accelerate nel loro
    lentissimo   moto   di  rivoluzione  intorno  al  sole  e  abbandonano
    definitivamente il sistema solare.  Altre invece vengono rallentate  e
    si  avvicinano  al  sole,  gli  girano  intorno  e ritornano alla loro
    posizione originaria, per poi ridiscendere nuovamente.  Sono queste le
    comete   che   possono   essere  avvistate  quando  (e  se)  penetrano
    all'interno del sistema planetario e passano vicino alla terra.
    Dato che le comete provengono da un guscio sferico,  possono penetrare
    nel   sistema   solare  da  qualsiasi  direzione  e  hanno  la  stessa
    probabilità di muoversi con moto retrogrado o diretto. Per esempio, la
    cometa di Halley si muove in senso retrogrado.
    Una volta che una cometa è penetrata nelle regioni interne del sistema
    solare,  il calore del sole fa evaporare i materiali ghiacciati che la
    compongono,  e  le  particelle  di  polvere  intrappolate nel ghiaccio
    vengono liberate.  Vapore e polvere formano una  specie  di  involucro
    nebuloso  intorno  alla  cometa  (la "chioma") dandole l'aspetto di un
    grande oggetto dai contorni sfumati.
    Così la cometa di Halley, quando è completamente congelata,  può avere
    un  diametro  di  soli 2,5 chilometri circa.  Quando invece essa passa
    vicino al sole, l'involucro di vapori che le si forma tutt'attorno può
    avere anche 400 mila chilometri di diametro,  raggiungendo  un  volume
    che  supera  di più di venti volte quello del gigantesco Giove - ma la
    materia che forma questo involucro è a tal punto rarefatta da  potersi
    definire un «vuoto nebbioso».
    Il sole emette delle particelle piccolissime, ancora più piccole degli
    atomi  (ne  parleremo  nel  capitolo settimo),  che vengono proiettate
    tutt'attorno in ogni direzione.  Questo "vento  solare"  soffia  sulla
    nebulosità che circonda la cometa, facendole assumere l'aspetto di una
    lunga coda,  che può essere più voluminosa dello stesso sole, ma nella
    quale la materia è ancora più rarefatta. Naturalmente questa coda deve
    necessariamente essere sempre diretta in senso opposto al  sole,  come
    già quattro secoli e mezzo orsono avevano notato Fracastoro e Apian.
    Ogni  volta  che  passa  vicino  al  sole,  una cometa perde parte del
    proprio materiale che evapora e va a formare la coda. Alla fine,  dopo
    circa duecento passaggi,  la cometa si frantuma riducendosi in polvere
    e scompare,  oppure lascia come residuo un nucleo roccioso  (come  sta
    facendo  la cometa di Encke) che finirà per apparire niente più che un
    asteroide.
    Nella lunga storia del sistema solare molti milioni  di  comete  hanno
    subìto la sorte di venir accelerate abbandonando il sistema stesso,  o
    di  venir  rallentate  cadendo  al  suo  interno,  dove  prima  o  poi
    incontrano  la  fine.  Ciononostante,  ne  rimangono  ancora  parecchi
    miliardi: non corriamo certo  il  pericolo  di  restar  sprovvisti  di
    comete.

    Capitolo 4.
    LA TERRA.

    FORMA E DIMENSIONI.
    Il  sistema solare comprende un enorme sole,  quattro pianeti giganti,
    cinque  pianeti  più  piccoli,  più  di  quaranta  satelliti,  più  di
    centomila asteroidi, e forse oltre un centinaio di miliardi di comete;
    eppure, per quanto ne sappiamo oggi, su uno solo di tutti questi corpi
    esiste  la  vita:  sulla nostra terra.  E' dunque giunto il momento di
    occuparci di quest'ultima.

    La terra è una sfera.

    Una delle più importanti intuizioni che ebbero gli antichi greci fu la
    loro convinzione che la terra avesse la forma di una sfera. In origine
    concepirono tale idea (di cui la tradizione attribuisce  il  merito  a
    Pitagora,  che  per  primo  l'avrebbe  suggerita  circa nel 525 avanti
    Cristo) in base ad argomentazioni di carattere filosofico, per esempio
    quella che una sfera costituisce la forma  perfetta.  I  greci,  però,
    vollero  anche  verificare tale idea con l'osservazione.  Verso il 350
    avanti  Cristo  Aristotele  elencò  tutta  una  serie  di  prove   che
    dimostravano che la terra non è piatta,  ma rotonda.  Il suo argomento
    più convincente si basava sul fatto che,  quando ci  si  sposta  verso
    nord  o  verso  sud,  si  vedono apparire di fronte a noi nuove stelle
    sopra l'orizzonte,  mentre parte di quelle prima  visibili  scompaiono
    sotto  l'orizzonte  alle  nostre  spalle.  Vi  era  poi  il  fatto che
    osservando le navi che  si  allontanavano,  qualunque  fosse  la  loro
    direzione,  lo scafo scompariva sempre prima della velatura.  E infine
    la constatazione che,  durante un'eclissi lunare,  l'ombra della terra
    sulla luna era sempre un cerchio,  a prescindere dalla posizione della
    luna stessa.  Queste due ultime osservazioni potevano  spiegarsi  solo
    ammettendo la conformazione sferica della terra.
    Almeno tra gli studiosi,  l'idea di una terra sferica non tramontò mai
    del tutto, neppure durante i secoli bui del Medioevo. Dante Alighieri,
    in quel  compendio  delle  concezioni  medioevali  che  è  la  "Divina
    Commedia", partiva dal presupposto che la terra fosse sferica.
    La  situazione  era completamente diversa circa l'ipotesi che la sfera
    fosse "in rotazione".  Già nel 350 avanti  Cristo  il  filosofo  greco
    Eraclide  di  Ponto  aveva sostenuto che era molto più facile supporre
    che la terra ruotasse sul proprio  asse,  piuttosto  che  pensare  che
    l'intera  volta  dei  cieli  ruotasse intorno alla terra.  Tuttavia la
    maggior parte degli  studiosi  antichi  e  medioevali  si  rifiutò  di
    accettare  quest'idea,  e  ancora  nel  1632 Galileo veniva condannato
    dall'Inquisizione romana e obbligato ad abiurare la sua  credenza  nel
    moto della terra.
    Comunque,  la teoria copernicana rese completamente illogica l'idea di
    una terra ferma,  e  lentamente  il  fatto  che  essa  ruotasse  venne
    accettato  da  tutti.  Fu solo nel 1851,  però,  che tale rotazione fu
    veramente dimostrata in modo sperimentale.  In  quell'anno  il  fisico
    francese  Jean  Bernard  Léon  Foucault  appese un enorme pendolo alla
    cupola di una chiesa parigina e lo fece oscillare.  Secondo le  teorie
    fisiche accettate,  questo pendolo doveva oscillare in un piano fisso,
    a prescindere dalla rotazione della terra. Al polo nord,  per esempio,
    il pendolo avrebbe oscillato in un piano fisso,  mentre la terra sotto
    di lui avrebbe compiuto una rotazione in ventiquattro  ore,  in  senso
    antiorario.  Un  osservatore  (che,  essendo  trascinato  dalla terra,
    l'avrebbe giudicata immobile) avrebbe avuto l'impressione che il piano
    di  oscillazione  del  pendolo  girasse  in  senso  orario,  compiendo
    un'intera rivoluzione ogni ventiquattro ore.  Al polo sud l'esperienza
    sarebbe stata identica, salvo che il piano di oscillazione del pendolo
    avrebbe dato l'impressione di ruotare in senso antiorario.
    A latitudini inferiori rispetto ai poli,  il piano del pendolo avrebbe
    ancora  ruotato  (in  senso  orario  nell'emisfero settentrionale e in
    senso antiorario in quello meridionale),  ma impiegando periodi sempre
    maggiori via via che ci si fosse allontanati dai poli. All'equatore il
    piano  di  oscillazione  del  pendolo non avrebbe dovuto subire alcuna
    alterazione.
    Durante l'esperimento di Foucault il piano di oscillazione del pendolo
    ruotò  nella  direzione  giusta  e  con  la  velocità  prevista;   gli
    osservatori  poterono  vedere  con i propri occhi,  per così dire,  la
    terra che ruotava sotto il pendolo.
    La rotazione della terra comporta molte conseguenze.  La superficie si
    muove  più  rapidamente  all'equatore,  dove  deve  descrivere 40 mila
    chilometri di circonferenza in ventiquattro ore,  e ha una velocità di
    poco  superiore  ai 1600 chilometri all'ora.  Più a nord (o più a sud)
    dell'equatore  un  punto  della  superficie  terrestre   viaggia   più
    lentamente,  perché  deve descrivere nelle stesse ventiquattro ore una
    circonferenza minore.  Vicino ai poli  tale  circonferenza  è  davvero
    piccola; ai poli, poi, la superficie e immobile.
    L'aria  partecipa del moto della superficie terrestre sottostante.  Se
    una massa di aria si sposta dall'equatore verso nord,  la sua velocità
    (che  è  pari  a quella dell'equatore) risulta maggiore della velocità
    della regione della superficie terrestre verso  cui  si  dirige;  essa
    sopravanza la superficie nel suo viaggio da ovest verso est,  e quindi
    devia verso est;  questa deriva è un esempio dell'"effetto  Coriolis",
    che  prende  il  nome  dal  matematico  francese  Gaspard  Gustave  de
    Coriolis, che lo studiò per primo nel 1835.
    L'azione della forza di Coriolis sulle masse di aria imprime loro  una
    torsione  in  senso  orario  nell'emisfero  settentrionale,  mentre in
    quello meridionale si ha un risultato inverso: la torsione è in  senso
    antiorario.  In  entrambi  i  casi  si  producono delle "perturbazioni
    cicloniche". Tali tempeste che coinvolgono grandi masse d'aria vengono
    chiamate "uragani" nell'Atlantico del Nord e "tifoni" nel Pacifico del
    Nord.  Tempeste di questo tipo,  più piccole ma più  intense,  sono  i
    "cicloni o tornado".  Siffatte violente perturbazioni,  in mare, fanno
    insorgere terribili "trombe marine".
    Tuttavia,  la conseguenza più interessante deducibile dalla  rotazione
    terrestre  era  stata  ricavata  due  secoli prima dell'esperimento di
    Foucault, ai tempi di Isaac Newton.  A quell'epoca la concezione della
    terra come sfera perfetta dominava da quasi duemila anni, ma Newton si
    chiese  che effetti potesse avere la rotazione su una simile sfera,  e
    in particolare quali conseguenze derivassero dalla differente velocità
    con  cui  la  superficie  terrestre  si  doveva  muovere  alle   varie
    latitudini.
    Quanto maggiore è la velocità di rotazione tanto più forte è l'effetto
    centrifugo - cioè la tendenza della materia ad allontanarsi dal centro
    di   rotazione.   Ne   consegue   che   la   forza  centrifuga  cresce
    costantemente, da zero ai poli, che sono immobili, a un massimo, sulla
    fascia equatoriale, soggetta a un rapido moto.  La terra doveva quindi
    essersi  rigonfiata  intorno  alla sua zona centrale: in altre parole,
    doveva  essere  uno  "sferoide  schiacciato",  con  un  "rigonfiamento
    equatoriale"   e   uno   schiacciamento   ai   poli.    Doveva   avere
    approssimativamente la forma di un mandarino piuttosto che  quella  di
    una palla da golf. Newton calcolò perfino che lo schiacciamento polare
    doveva   essere  circa  1  su  230  del  diametro  totale,   risultato
    sorprendentemente vicino alla realtà.
    La  terra  ruota  così  lentamente  che   lo   schiacciamento   e   il
    rigonfiamento  sono troppo piccoli per essere rilevati facilmente.  Ma
    almeno due osservazioni astronomiche confermavano il  ragionamento  di
    Newton,  fin  dai  suoi tempi.  La prima era che anche Giove e Saturno
    erano visibilmente schiacciati ai poli,  come  ho  già  osservato  nel
    capitolo precedente.
    La seconda era che,  se la terra presentava veramente un rigonfiamento
    all'equatore,  la variazione della forza gravitazionale esercitata  su
    tale zona dalla luna,  che in genere si trova, durante il suo percorso
    intorno alla terra,  a nord o a  sud  dell'equatore,  avrebbe  portato
    l'asse  di  rotazione  terrestre  a descrivere un doppio cono,  mentre
    ciascuno dei poli sarebbe stato orientato verso punti  sempre  diversi
    del cielo;  l'insieme di tali punti avrebbe dovuto formare un cerchio,
    lungo il  quale  il  polo  avrebbe  dovuto  compiere  una  rivoluzione
    completa  ogni  25750  anni.  In  realtà,  Ipparco aveva notato questo
    spostamento circa nel 150 avanti Cristo,  quando aveva confrontato  le
    posizioni delle stelle ai suoi tempi con quelle registrate un secolo e
    mezzo prima. Per effetto dello spostamento dell'asse terrestre il sole
    raggiunge  il  punto dell'equinozio ogni anno circa 50 secondi di arco
    più a est (cioè nella direzione del mattino).  Poiché ne consegue  che
    ogni  anno l'equinozio si verifica in un punto più arretrato (e quindi
    prima nel tempo)  rispetto  a  quello  dell'anno  precedente,  Ipparco
    denominò  questo fenomeno "precessione degli equinozi",  denominazione
    rimasta ancora oggi.
    Naturalmente gli scienziati  si  misero  alla  ricerca  di  prove  più
    dirette  della  deformazione  della  terra.  Essi  fecero ricorso alla
    trigonometria,  un metodo  classico  per  la  soluzione  dei  problemi
    geometrici:  su  una  superficie  curva  la  somma  degli angoli di un
    triangolo è maggiore di 180 gradi.  Quanto maggiore  è  la  curvatura,
    tanto più tale somma supera i 180 gradi.  Ora, se la terra fosse stata
    uno sferoide  schiacciato,  come  aveva  affermato  Newton,  la  somma
    sarebbe stata più elevata sulla superficie equatoriale,  dotata di una
    curvatura maggiore, che ai poli, dove la curvatura è inferiore.  Negli
    anni  successivi al 1730 gli scienziati francesi effettuarono la prima
    verifica,  tramite rilevamenti su vasta scala in luoghi  distanti  del
    nord  e  del  sud  della  Francia,  con  il  risultato che l'astronomo
    francese Jacques Cassini (figlio dell'astronomo che  aveva  notato  lo
    schiacciamento  di Giove e Saturno) stabilì che la terra presentava un
    rigonfiamento ai poli e non  all'equatore!  Ricorrendo  a  un'analogia
    esagerata, la sua forma sarebbe quindi stata più simile a quella di un
    cetriolo che a quella di un mandarino.
    Ma  la  differenza di curvatura tra il nord e il sud della Francia era
    ovviamente troppo  piccola  per  dare  dei  risultati  conclusivi.  Di
    conseguenza  nel  1735  e nel 1736 due spedizioni francesi raggiunsero
    regioni molto più distanti tra loro,  recandosi l'una in Perù,  vicino
    all'equatore,  e  l'altra in Lapponia,  nella zona artica.  Nel 1744 i
    loro  rilevamenti  avevano  dato  una  risposta  chiara:  la  terra  è
    nettamente più curva in Perù che in Lapponia.
    Oggi  le  migliori  misurazioni  mostrano  che il diametro equatoriale
    della terra è superiore di 43 chilometri  al  diametro  polare  (12756
    chilometri rispetto a 12713 chilometri).
    Le  ricerche  del  diciottesimo  secolo sulla forma della terra fecero
    insorgere nella comunità scientifica un senso di  insoddisfazione  per
    lo  stato  delle  tecniche  di  misurazione.  Non  esistevano campioni
    adeguati per misure di precisione.  Questa insoddisfazione fu in parte
    responsabile  dell'adozione,  avvenuta  mezzo secolo dopo,  durante la
    Rivoluzione francese,  del "sistema metrico",  un  sistema  logico  ed
    elaborato  in  modo scientifico,  che si basava sul metro.  Il sistema
    metrico oggi viene usato dagli scienziati di tutto il mondo con  piena
    soddisfazione, ed è il sistema adottato in modo ufficiale praticamente
    in tutti i paesi, salvo gli Stati Uniti.
    L'importanza  di precisi campioni delle unità di misura non può essere
    sopravvalutata.  Una buona percentuale degli sforzi scientifici  viene
    continuamente  dedicata  al  miglioramento di tali campioni.  Il metro
    campione e il chilogrammo campione furono costruiti  in  una  lega  di
    platino-iridio  (virtualmente  immune  da  alterazioni  chimiche),   e
    vennero depositati a Sèvres,  un sobborgo  di  Parigi,  in  condizioni
    accuratamente  controllate,  soprattutto  a  temperatura  costante per
    evitare ogni dilatazione o contrazione.
    Nuove leghe,  come l'Invar (abbreviazione di «invariabile»),  composta
    di   nichel   e  ferro  in  determinate  proporzioni,   si  rivelarono
    praticamente insensibili a qualsiasi cambiamento  di  temperatura.  Si
    poterono   usare   tali  leghe  per  costruire  migliori  campioni  di
    lunghezza; per i suoi studi sull'Invar,  il fisico francese di origine
    svizzera  Charles  Edouard  Guillaume ricevette il premio Nobel per la
    fisica nel 1920.
    Tuttavia,  nel 1960 la comunità scientifica abbandonò  i  campioni  di
    lunghezza  fino ad allora accettati.  La Conferenza generale di pesi e
    misure ha adottato come campione la piccolissima lunghezza di  un'onda
    luminosa  emessa  da  una  data  varietà  del gas raro cripto.  Per la
    precisione,  1650763,73 di queste onde (immutabili  più  di  qualsiasi
    cosa fabbricata dall'uomo) sono pari a 1 metro; in tal modo l'unità di
    lunghezza  è  definita oggi con una precisione mille volte maggiore di
    quanto non fosse in precedenza.  Nel 1984 il metro è  stato  messo  in
    relazione con la velocità della luce, quale spazio percorso dalla luce
    in una data frazione di secondo.

    Misurazioni del geoide.

    La  forma  della  terra a livello del mare,  considerata come priva di
    irregolarità,  viene chiamata  "geoide".  Naturalmente  la  superficie
    reale  della  terra  è  piena  di  irregolarità  -  montagne,  burroni
    eccetera.  Anche prima che Newton sollevasse la questione della  forma
    generale  del  pianeta,  gli scienziati avevano cercato di misurare la
    grandezza di queste deviazioni di  minor  conto  dalla  forma  sferica
    perfetta  (che  essi  credevano caratterizzasse la terra),  ricorrendo
    all'aiuto  di  un  pendolo.  Galileo,  nel  1581,  quando  aveva  solo
    diciassette anni,  aveva scoperto che un pendolo di una data lunghezza
    compiva un'oscillazione sempre in uno stesso tempo,  indipendentemente
    dall'ampiezza  dell'oscillazione stessa;  la tradizione vuole che egli
    facesse questa scoperta osservando l'oscillazione  dei  lampadari  del
    duomo di Pisa durante le funzioni religiose.  Esiste ancora oggi nella
    cattedrale pisana una lampada chiamata "lampada di Galileo",  ma vi fu
    appesa solo nel 1584. Huygens applicò un pendolo agli ingranaggi di un
    orologio,  in  modo  che  la  costanza  del  moto  del pendolo facesse
    funzionare l'orologio con altrettanta  precisione.  Nel  1656  Huygens
    ideò  così  il  primo  orologio  moderno  -  la cosiddetta "pendola" -
    rendendo in un solo colpo dieci volte più precisa la  misurazione  del
    tempo.
    Il  periodo del pendolo dipende tanto dalla sua lunghezza quanto dalla
    forza gravitazionale;  al livello del mare un pendolo della  lunghezza
    di  0,993  metri  compie  un'oscillazione  semplice  esattamente in un
    secondo,  fatto questo scoperto nel 1644 da un allievo di Galileo,  il
    matematico francese Marin Mersenne.  Gli studiosi che indagavano sulle
    irregolarità della superficie terrestre  ricorsero  al  fatto  che  il
    periodo  di  oscillazione  di  un pendolo dipende dall'intensità della
    forza di gravità in ogni punto dato: per esempio,  un pendolo  che  al
    livello del mare «batte» esattamente il secondo, portato in cima a una
    montagna   metterà   un   po'   più   di   un   secondo  per  compiere
    un'oscillazione,  perché la cima del monte è più distante  dal  centro
    della terra e quindi la gravità è leggermente meno intensa.
    Nel 1673 una spedizione francese diretta verso la costa settentrionale
    del Sudamerica (vicino all'equatore) scoprì che a quella latitudine il
    pendolo  risultava  rallentato  anche  a livello del mare.  Newton più
    tardi  considerò  questo  risultato  come  prova  dell'esistenza   del
    rigonfiamento  equatoriale,  che,  provocando una maggior distanza dal
    centro della terra,  ridurrebbe la  forza  di  gravità.  Dopo  che  le
    spedizioni  in  Perù  e  in  Lapponia  ebbero  confermato la teoria di
    Newton, un membro della spedizione in Lapponia, il matematico francese
    Alexis  Claude  Clairaut,   elaborò  dei  metodi  per   calcolare   lo
    schiacciamento della terra in base alle oscillazioni di un pendolo. In
    tal  modo  divenne  possibile  determinare la forma esatta del geoide,
    cioè la forma della terra al livello del mare;  si è trovato che  essa
    non  si  discosta in nessun punto per più di 90 metri da quella di uno
    sferoide  schiacciato  ideale.  Oggi  la  forza  gravitazionale  viene
    misurata anche mediante il "gravimetro",  strumento che consiste in un
    corpo pesante appeso a una molla molto  sensibile.  La  posizione  del
    peso  rispetto a una scala graduata indica la forza con cui esso viene
    attratto verso il basso,  e fornisce  quindi  una  misura  di  estrema
    precisione delle variazioni della gravità.
    Al  livello  del  mare  la  gravità  varia  dello 0,6 per cento circa,
    essendo, naturalmente, meno intensa all'equatore. Nella vita ordinaria
    tale differenza non è percepibile,  ma può influire  sui  livelli  dei
    primati  durante  le  gare sportive.  Le prestazioni degli atleti alle
    Olimpiadi  dipendono  in  una  certa  misura   dalla   latitudine   (e
    dall'altitudine) della città in cui si svolgono i giochi.
    Una  rigorosa  conoscenza  della forma del geoide è indispensabile per
    poter realizzare mappe accurate.  Ancora negli anni cinquanta esisteva
    una  carta  precisa  solo del 7 per cento della superficie delle terre
    emerse. La distanza tra New York e Londra, per esempio,  era nota solo
    con l'approssimazione di circa due chilometri,  mentre la collocazione
    di certe isole del Pacifico era nota solo  con  un'approssimazione  di
    parecchi  chilometri.  In questi tempi in cui si viaggia in aereo e in
    cui, ahimè,  esiste l'eventualità di lanci di missili,  questo margine
    di  errore  è  tutt'altro che trascurabile.  Ma oggi è ormai possibile
    tracciare carte geografiche veramente accurate - cosa strana - non già
    mediante rilevamenti  della  superficie  terrestre,  ma  ricorrendo  a
    misurazioni  astronomiche  di  un  genere  nuovo.  Il  primo strumento
    realizzato per  tale  scopo  fu  il  satellite  artificiale  "Vanguard
    Primo",  lanciato  dagli Stati Uniti il 17 marzo 1958,  che compiva la
    sua rivoluzione intorno alla terra in un periodo di due ore e mezzo, e
    che,  nel corso dei primi due anni di  vita,  aveva  già  compiuto  un
    numero  di  rivoluzioni  superiore a quello delle rivoluzioni compiute
    dalla luna fin  da  quando  si  è  cominciato  ad  osservarla  con  il
    telescopio.  In  base  alle  osservazioni delle posizioni di "Vanguard
    Primo" in determinati istanti da determinati punti  della  terra,  era
    possibile  calcolare  precisamente  le  distanze  tra  questi punti di
    osservazione. In tal modo nel 1959 posizioni e distanze fino ad allora
    conosciute  con  un  margine  di  errore  dell'ordine  dei  chilometri
    poterono  esser  determinate  con un'approssimazione dell'ordine di un
    centinaio di metri.  Un altro satellite,  il "Transit  I-B",  lanciato
    dagli  Stati  Uniti  il 13 aprile 1960,  è stato il primo di una serie
    destinata a determinare in modo sistematico le posizioni di vari punti
    della  superficie  terrestre,   per  migliorare  e   semplificare   la
    navigazione aerea e marittima.
    Come  la  luna,  anche  "Vanguard  Primo"  descrive intorno alla terra
    un'ellisse che non giace nel piano equatoriale  terrestre;  e,  sempre
    come accade per la luna,  anche il perigeo di "Vanguard Primo" subisce
    un  continuo  spostamento  a  causa  della  attrazione  gravitazionale
    esercitata  dal  rigonfiamento  equatoriale.  Essendo  però  "Vanguard
    Primo"  molto  più  piccolo  della  luna  e  molto   più   vicino   al
    rigonfiamento,  esso  ne  risente in misura maggiore;  dato poi l'alto
    numero delle sue rivoluzioni,  l'effetto del rigonfiamento equatoriale
    può  essere studiato molto accuratamente.  Nel 1959 si era ormai certi
    che lo spostamento del perigeo di "Vanguard Primo" non era  lo  stesso
    nell'emisfero settentrionale e in quello meridionale,  il che indicava
    che il rigonfiamento non era del tutto simmetrico  rispetto  al  piano
    equatoriale.  Esso  appariva  7,6 metri più spesso (cioè 7,6 metri più
    distante dal  centro  della  terra)  nei  punti  a  sud  dell'equatore
    rispetto  ai punti a nord dell'equatore.  Ulteriori calcoli mostrarono
    che il polo sud si trova 15 metri più vicino al centro della terra del
    polo nord (naturalmente il calcolo si riferisce al livello del mare).
    Ulteriori informazioni ottenute  nel  1961  in  base  alle  orbite  di
    "Vanguard  Primo"  e  "Vanguard  Secondo" (quest'ultimo lanciato il 17
    febbraio 1959) indicano che l'equatore, al livello del mare,  non è un
    cerchio  perfetto:  il diametro equatoriale in certi punti è oltre 400
    metri più lungo che in altri.
    Articoli giornalistici hanno parlato di una terra «a forma di pera»  e
    di  un equatore «ovale».  In realtà queste deviazioni da una curvatura
    perfettamente  regolare   sono   rilevabili   solo   con   misurazioni
    sofisticatissime.  Guardando  la  terra  dallo  spazio non si vedrebbe
    certo qualcosa di simile a una pera o  a  un  uovo,  bensì  una  sfera
    apparentemente perfetta.  Inoltre,  studi particolareggiati del geoide
    hanno mostrato un numero così grande di regioni leggermente prominenti
    o  leggermente  appiattite  che,   se  proprio  si  volesse  dare  una
    descrizione a effetto della terra, la si potrebbe semmai definire come
    «bernoccoluta».
    Infine,  i  satelliti  hanno consentito di disegnare carte geografiche
    del mondo intero con un'approssimazione di pochi metri, grazie anche a
    metodi diretti come quello di fotografare in dettaglio  la  superficie
    terrestre.
    Gli aerei e le navi, che erano soliti determinare la propria posizione
    riferendosi  alle  stelle,  possono  ora  farlo riferendosi ai segnali
    emessi dai "satelliti per la  navigazione"  -  senza  dipendere  dalle
    condizioni  atmosferiche,   dato  che  le  microonde  penetrano  anche
    attraverso le nubi e la nebbia.  Anche  i  sottomarini  in  immersione
    possono  ricorrere  a  tali  segnali.  Questo sistema permette una tal
    precisione che da bordo di  un  transatlantico  si  può  calcolare  la
    differenza di posizione tra il ponte e la stiva.

    Il peso della terra.

    Conoscendo  esattamente le dimensioni e la forma della terra se ne può
    calcolare il volume,  circa  1083  miliardi  di  chilometri  cubi.  Il
    calcolo della massa della terra,  invece, è più complesso, ma la legge
    di gravitazione di Newton  ci  permette  di  affrontare  il  problema.
    Secondo  Newton,   la  "forza  gravitazionale"  (f)  tra  due  oggetti
    qualsiasi dell'universo si può esprimere nel seguente modo:

    f = G per m1 per m2 fratto d al quadrato.

    dove m1 ed m2 sono le masse dei due corpi  in  questione,  d  la  loro
    distanza da centro a centro. Quanto a G, essa rappresenta la "costante
    gravitazionale".
    Newton  non  poteva  dire  quale  fosse  il  valore  di tale costante.
    Tuttavia,  se conosciamo i valori delle altre grandezze che  compaiono
    nell'equazione,  possiamo trovare G; infatti, risolvendo rispetto a G,
    otteniamo:

    G = f per d al quadrato fratto m1 per m2

    Pertanto,  per trovare  il  valore  di  G,  basta  misurare  la  forza
    gravitazionale che agisce tra due corpi di massa nota,  che si trovino
    a una distanza nota.  Il problema è che la forza gravitazionale  è  la
    più debole forza che conosciamo, così che è quasi impossibile misurare
    l'attrazione  gravitazionale  tra  due  masse di dimensioni ordinarie,
    cioè che siamo in grado di maneggiare.
    Nonostante ciò,  nel 1798 il  fisico  inglese  Henry  Cavendish,  uomo
    geniale,  ricco  e nevrotico,  che visse e morì in un isolamento quasi
    totale,  ma ciò nonostante effettuò alcuni dei più  abili  esperimenti
    della  storia  della  scienza,  riuscì  a  eseguire  tale misurazione.
    Cavendish attaccò una sfera di massa nota a ciascuna estremità di  una
    lunga asta e sospese a un sottile filo questa sorta di strano manubrio
    da ginnastica. Poi pose una palla più grande, sempre di massa nota, in
    prossimità di ciascuna delle sfere attaccate alle estremità dell'asta,
    da  parti opposte,  in modo che l'attrazione gravitazionale agente tra
    le palle grandi fisse e quelle piccole sospese facesse ruotare l'asta,
    appesa in posizione orizzontale,  causando una torsione  del  filo  di
    sospensione.  Il  manubrio  subì effettivamente una piccola rotazione.
    Ora Cavendish misurò quale forza fosse necessaria per provocare quella
    data torsione del filo,  ricavando così il valore di f.  Già conosceva
    m1 ed m2, le masse delle sfere, e d, la distanza fra esse; poté quindi
    calcolare il valore di G.  Una volta ottenuto tale valore, fu in grado
    di  calcolare  la  massa  della  terra,   perché  è  facile   misurare
    l'attrazione  gravitazionale (f) esercitata dalla terra su di un corpo
    qualsiasi dato.  Fu così che Cavendish per la prima  volta  «pesò»  la
    terra.
    Da quel tempo le misurazioni sono state grandemente perfezionate.  Nel
    1928,  il fisico americano Paul R.  Heyl del Bureau of Standards degli
    Stati  Uniti  stabilì  che  il valore di G è di 0,00000006673 dine per
    centimetro quadrato diviso grammo al quadrato  -  valore  che  fu  poi
    ulteriormente  precisato  e  fissato  pari a 0,000000066726.  Non sono
    tanto  importanti  le  unità  di  misura,  ma  l'esiguità  del  valore
    numerico.  Esso dà un'idea precisa della modesta intensità della forza
    gravitazionale.  Due pesi da un chilogrammo posti alla distanza di  un
    metro  si  attraggono  tra loro con una forza di pochi miliardesimi di
    grammo.
    Il fatto che la terra attragga questo stesso peso con una forza di  un
    chilogrammo  anche  a  una  distanza  di circa 6370 chilometri dal suo
    centro fa capire quanto grande debba essere la massa della  terra.  In
    effetti  essa  risulta  pari  a  5  976  000  000  000 000 000 000 000
    chilogrammi.
    Conoscendo la massa e il volume della terra  è  facile  calcolarne  la
    densità  media.  Essa  risulta pari a 5,518 grammi per centimetro cubo
    (cioè 5,518 volte la densità dell'acqua). La densità media delle rocce
    superficiali della terra è di soli 2,8  grammi  per  centimetro  cubo;
    pertanto  la densità all'interno deve essere molto maggiore.  Viene da
    domandarsi se essa cresca con gradualità via via che ci si avvicina al
    centro.  La prima prova contro tale ipotesi  venne  dallo  studio  dei
    terremoti,  che  mostrò  che  la  terra è fatta invece di una serie di
    strati distinti.

    STRUTTURA DELLA TERRA.

    I terremoti.

    Non sono molti i disastri naturali capaci di uccidere in pochi  minuti
    centinaia  di  migliaia  di  persone.  Tra questi,  il più comune è il
    terremoto.
    La terra subisce un milione di scosse all'anno;  di  esse,  almeno  un
    centinaio  sono  scosse  serie  e una decina terremoti disastrosi.  Il
    terremoto che ha ucciso più persone è  probabilmente  quello  avvenuto
    nel 1556 nella provincia settentrionale dello Shensi, in Cina: in esso
    morirono 830 mila persone. Altri terremoti quasi altrettanto terribili
    sono  avvenuti  in  Estremo Oriente.  Il 30 dicembre 1703 un terremoto
    uccise 200 mila persone a Tokyo,  in Giappone,  e l'11 ottobre 1737 un
    altro ne uccise 300 mila a Calcutta, in India.
    A quei tempi, però, mentre la scienza si stava sviluppando nell'Europa
    occidentale, si prestava poca attenzione agli eventi che si svolgevano
    dalla parte opposta del mondo. Ma poi si verificò una catastrofe molto
    più vicina.
    Il primo novembre 1755 un grande terremoto,  forse il più violento dei
    tempi moderni,  colpì la città  di  Lisbona,  demolendo  completamente
    tutte  le case della parte bassa della città.  Poi dall'oceano si levò
    quella che viene chiamata un'onda di  maremoto.  Seguirono  altre  due
    scosse,  e scoppiarono degli incendi. Morirono sessantamila persone, e
    la città fu ridotta a uno scenario di devastazione.
    La scossa venne avvertita su un'area di quattro milioni di  chilometri
    quadrati,  e in Marocco produsse danni gravi quanto in Portogallo. Era
    il giorno di Ognissanti, perciò la gente era in chiesa,  e si dice che
    in tutta l'Europa meridionale nelle cattedrali le folle videro danzare
    e oscillare i lampadari.
    Il  disastro  di Lisbona impressionò molto gli studiosi di quel tempo:
    era un'epoca di ottimismo,  in cui molti pensatori ritenevano  che  la
    nuova scienza di Galileo e di Newton avrebbe dato agli esseri umani la
    possibilità  di  trasformare la terra in un paradiso.  Questa sciagura
    mostrava che  esistevano  ancora  forze  titaniche,  imprevedibili,  e
    palesemente  ostili,  che sfuggivano al controllo umano.  Il terremoto
    ispirò al grande scrittore  Voltaire  la  famosa  satira  pessimistica
    "Candido",  con  il suo ritornello ironico che tutto va per il meglio,
    in questo che è il migliore dei mondi possibili.
    Di solito pensiamo che sia solo la terraferma a tremare dando  origine
    a  un  terremoto;  ma  anche  la terra situata al di sotto del fondale
    degli oceani può mettersi a tremare, con effetti ancor più devastanti.
    Questa vibrazione suscita nell'oceano delle onde lunghe e  non  troppo
    violente,  che  però,  raggiungendo i bassi fondali in vicinanza delle
    coste - particolarmente se vengono sospinte entro gli  spazi  limitati
    di  un  porto -,  si innalzano formando delle muraglie di acqua,  alte
    talvolta fino a una trentina di metri.  Se  simili  ondate  colpiscono
    improvvisamente, possono causare l'annegamento di migliaia di persone.
    Le  onde  di maremoto oggi vengono talvolta indicate,  soprattutto nel
    Pacifico,  con un nome giapponese,  "tsunami" («onda  di  porto»):  la
    costa  giapponese è particolarmente esposta a questo fenomeno,  il che
    giustifica l'adozione di questo termine.
    Dopo il disastro di  Lisbona,  che  era  stato  aggravato  appunto  da
    un'onda  di  maremoto  o  "tsunami",  gli  scienziati  cominciarono  a
    riflettere seriamente sulle possibili cause dei terremoti. La migliore
    teoria degli antichi greci  (tralasciando  la  credenza  che  i  sismi
    fossero  causati  da  furiosi  contorcimenti  di  giganti imprigionati
    sottoterra) era stata quella di Aristotele, che aveva pensato che essi
    fossero  provocati  da  masse  d'aria  imprigionate  sottoterra,   che
    cercavano uno sfogo all'esterno.  Gli scienziati dell'epoca moderna, a
    loro volta,  sospettarono che i terremoti potessero  essere  l'effetto
    del  calore interno della terra sulle tensioni intrinseche alla roccia
    solida.
    Nel 1760,  il geologo inglese John Michell (il quale aveva studiato le
    forze  implicate  nel  fenomeno della "torsione",  cui poi aveva fatto
    ricorso Cavendish per misurare la  massa  della  terra)  interpretò  i
    terremoti  come  onde  originate  dagli  spostamenti di masse rocciose
    chilometri al di sotto della superficie;  fu sempre Michell il primo a
    ipotizzare  che  gli  tsunami  fossero  conseguenze  di  terremoti sui
    fondali marini.
    Per studiare adeguatamente i terremoti si doveva ideare uno  strumento
    di  rilevazione  e di misurazione delle scosse,  ma questo si verificò
    solamente un secolo dopo il terremoto di Lisbona.  Nel 1855 il  fisico
    italiano Luigi Palmieri ideò il primo "sismografo" (cioè strumento per
    registrare i terremoti, dalle parole greche che significano «scrivere»
    e «scossa»).
    L'invenzione  di  Palmieri consisteva in un tubo orizzontale ripiegato
    verso l'alto agli estremi e riempito parzialmente di mercurio:  quando
    il  terreno  subiva  una scossa,  il mercurio si spostava da una parte
    all'altra del tubo. Naturalmente lo strumento reagiva ai terremoti, ma
    anche  a  qualsiasi  altro  genere  di  vibrazione,   comprese  quelle
    provocate dal passaggio di un carro nelle vicinanze.
    Un  congegno  molto  più  utile,  da  cui  sono  derivati tutti quelli
    successivi, fu costruito nel 1880 da un ingegnere inglese, John Milne.
    Cinque anni prima,  Milne si era recato a Tokyo a insegnare geologia e
    scienze  minerarie;  lì  aveva  avuto  ampie opportunità di studiare i
    terremoti,  così frequenti in Giappone.  Il risultato di tali studi fu
    il suo sismografo.
    Nella  sua forma più semplice,  il sismografo di Milne consiste in una
    grossa massa sospesa a una molla relativamente delicata,  a sua  volta
    connessa saldamente, tramite un supporto, al fondo roccioso. Quando la
    terra  si  muove,  la  massa sospesa resta ferma a causa dell'inerzia,
    mentre la molla attaccata al sostrato roccioso si tende o  si  contrae
    leggermente  con  il moto terrestre.  Tale vibrazione viene registrata
    mediante una penna che,  attaccata alla massa sospesa,  scrive  su  un
    foglio  annerito con nerofumo,  avvolto attorno a un tamburo che ruota
    lentamente.  In realtà le masse sospese sono due: una è  orientata  in
    modo  da  registrare  le onde sismiche che si spostano nella direzione
    nord-sud e l'altra quelle che si spostano nella  direzione  est-ovest.
    Le  vibrazioni  ordinarie,  quelle  che non hanno origine nel sostrato
    roccioso,  non esercitano alcuna azione sul sismografo.  Oggigiorno  i
    sismografi più sensibili, per esempio quello della Fordham University,
    usano  un  raggio di luce al posto del pennino,  per evitare l'attrito
    del pennino sulla carta.  Il raggio luminoso  colpisce  un  foglio  di
    carta  sensibile,  lasciando una traccia che viene poi sviluppata come
    una fotografia.
    Milne svolse una vasta ed efficace azione,  organizzando  stazioni  di
    studio  dei  terremoti  e dei fenomeni a essi collegati in varie parti
    del mondo,  particolarmente in Giappone.  Nel 1900 esistevano  tredici
    stazioni sismografiche funzionanti; oggi ve ne sono più di 500, sparse
    su  tutti  i  continenti,  compresa  l'Antartide.  Già dieci anni dopo
    l'entrata in funzione della prima  stazione,  era  chiara  l'esattezza
    dell'intuizione   di   Michell,   che  considerava  i  terremoti  come
    conseguenza di onde che si propagano attraverso la terra.
    Questa nuova comprensione dei terremoti non ha certo  significato  una
    diminuzione  della  loro frequenza o dei danni da essi provocati.  Gli
    anni settanta sono stati,  infatti,  particolarmente contrassegnati da
    gravi sismi.
    Il  27  luglio  1976 un terremoto in Cina distrusse una città a sud di
    Pechino,  uccidendo circa 650 mila persone.  Questo è stato il peggior
    disastro  del genere dopo quello di quattro secoli prima nello Shensi.
    Sempre in quegli anni vi furono altri gravi  terremoti  in  Guatemala,
    Messico, Italia, Filippine, Romania e Turchia.
    Questi  terremoti  non  devono  far pensare che il nostro pianeta stia
    diventando  più  instabile.   I  moderni  mezzi  di  comunicazione  ci
    informano  del  verificarsi  di  un terremoto,  ovunque esso avvenga -
    spesso   anzi,    grazie   alla   televisione,    possiamo   assistere
    immediatamente  agli effetti del disastro - mentre in tempi precedenti
    (anche solo pochi decenni fa)  le  catastrofi  più  lontane  passavano
    inosservate  e non facevano notizia.  Oggi è inoltre più probabile che
    un terremoto risulti catastrofico rispetto al passato,  anche soltanto
    a  un  secolo fa,  sia perché sulla terra vivono molte più persone,  e
    molto più addensate,  specie nelle  città,  sia  perché  le  strutture
    fabbricate  dall'uomo  e  vulnerabili  ai  terremoti  sono  molto  più
    numerose e costose.
    Ragione di più per cercare dei metodi che consentano di  prevedere  in
    anticipo  i  terremoti.  I  sismologi  vanno  in  cerca di sintomi che
    possano risultare significativi: per esempio,  rigonfiamenti del suolo
    in   qualche  posto,   o  spostamenti  nelle  rocce,   che  potrebbero
    divaricarsi o comprimersi l'una contro l'altra,  assorbendo acqua o al
    contrario emettendone, il che renderebbe significativo l'elevarsi o il
    calare   del   livello   dei  pozzi;   potrebbero  anche  manifestarsi
    alterazioni del magnetismo naturale o  della  conducibilità  elettrica
    delle rocce.  Gli animali che,  al contrario degli esseri umani troppo
    indaffarati,  avvertono le minime vibrazioni o  alterazioni  nel  loro
    ambiente, potrebbero manifestare segni di nervosismo.
    I  cinesi,  in  particolare,  si  sono  messi a raccogliere notizie su
    qualsiasi  avvenimento  insolito,   perfino  sulle  vernici   che   si
    scrostano,  e  sostengono  di aver previsto un terremoto avvenuto il 4
    febbraio 1975 nella Cina nord-orientale: la gente  in  quell'occasione
    abbandonò  le  proprie  case fuggendo all'aperto fuori delle città,  e
    migliaia di vite furono salvate. Tuttavia il terremoto del 1976, assai
    più grave, non fu previsto.
    Vi è anche da osservare che, finché le previsioni non risulteranno più
    attendibili,  gli allarmi possono fare più male  che  bene.  Un  falso
    allarme  può  creare  lo  scompiglio  nella vita e nell'economia di un
    paese,  facendo più danni di un leggero terremoto.  Senza contare che,
    dopo un paio di falsi allarmi,  anche una previsione esatta correrebbe
    il rischio di venire ignorata.
    Non deve sorprendere il fatto che un terremoto possa  provocare  danni
    tanto  ingenti: si stima infatti che i più violenti terremoti liberino
    un'energia totale pari a quella di 100 mila bombe atomiche  ordinarie,
    o, se si preferisce, di 100 superbombe all'idrogeno. E' solo grazie al
    fatto  che  le  loro energie vengono dissipate su una superficie molto
    vasta che i terremoti non risultano assai più  distruttivi  di  quanto
    già  non  siano  in realtà.  Essi possono far vibrare la terra come se
    fosse un gigantesco diapason.  Il terremoto verificatosi nel  1960  in
    Cile provocò una vibrazione del nostro pianeta della frequenza di poco
    meno di un periodo all'ora (20 ottave sotto al semitono del do, quindi
    del tutto inaudibile).
    L'intensità  di un terremoto viene misurata su una scala che va da 0 a
    9,  nella quale ogni grado rappresenta un'energia  liberata  circa  31
    volte  superiore  a  quella  del  grado  precedente.  (Non è mai stato
    registrato un terremoto di intensità superiore al nono  grado,  ma  il
    terremoto  avvenuto  in  Alaska  il  Venerdì  Santo del 1964 raggiunse
    un'intensità pari a 8,5.) Questa scala viene chiamata "scala Richter",
    perché venne introdotta  nel  1935  dal  sismologo  americano  Charles
    Francis Richter.
    Un  aspetto  positivo  dei  terremoti  sta  nel fatto che non tutta la
    superficie terrestre è ugualmente esposta ai loro  pericolosi  effetti
    (anche  se questo non consolerà molto chi vive invece in una regione a
    rischio).
    Circa l'80 per cento dell'energia sismica totale è liberata nelle aree
    che si affacciano sull'immenso Oceano Pacifico;  un altro 15 per cento
    viene  liberato entro una fascia che attraversa il Mediterraneo da est
    a  ovest.  Queste  zone  sismiche  sono  strettamente  associate  alla
    presenza  di  aree vulcaniche ed è questa una delle ragioni per cui si
    pensò al calore interno come a una possibile causa dei terremoti.

    I vulcani.

    I vulcani sono  un  fenomeno  naturale  altrettanto  terrificante  dei
    terremoti.  Le loro manifestazioni durano più a lungo ma, in compenso,
    nella maggior parte dei casi, i loro effetti restano confinati in zone
    più ristrette. Si conoscono circa 500 vulcani che sono stati attivi in
    tempi storici, due terzi dei quali lungo le coste del Pacifico.
    In certe occasioni,  per fortuna rare,  quando in un vulcano rimangono
    intrappolati  grandi  quantitativi  di  acqua che viene surriscaldata,
    possono  verificarsi  catastrofi  spaventose.  Il  26-27  agosto  1883
    l'isoletta vulcanica di Krakatoa, situata nelle Indie orientali, nello
    stretto  tra  Sumatra  e  Giava,  esplose  con  un  boato  che è stato
    descritto come il rumore  più  violento  mai  prodottosi  sulla  terra
    durante tempi storici. Il rumore venne udito da persone distanti anche
    cinquemila  chilometri  e  fu  registrato  dagli strumenti di tutte le
    parti del mondo.  Le onde acustiche  fecero  più  volte  il  giro  del
    pianeta. Venti chilometri cubi di roccia vennero ridotti in frantumi e
    scagliati in aria, e ricaddero poi su una superficie di quasi 800 mila
    chilometri  quadrati;  le  ceneri oscurarono il cielo per centinaia di
    chilometri quadrati;  per anni la polvere  rimasta  nella  stratosfera
    illuminò  i  tramonti.  Le  onde  di  maremoto,  alte più di 30 metri,
    uccisero 36 mila persone sulle spiagge di Giava e Sumatra; gli effetti
    di tali ondate si poterono rilevare in tutte le parti del mondo.
    Un evento di questo genere, con conseguenze ancora peggiori,  potrebbe
    aver avuto luogo più di tremila anni prima, nel Mediterraneo. Nel 1967
    gli archeologi americani scoprirono i resti ricoperti di cenere di una
    città nella piccola isola di Thíra (Santorino),  130 chilometri a nord
    di Creta;  a quanto sembra essa esplose intorno al 1400 avanti  Cristo
    in  modo  analogo  a  Krakatoa,   ma  con  violenza  ancora  maggiore,
    producendo forse un boato ancora più forte  e  provocando  conseguenze
    ancora  più  disastrose.  Lo tsunami che seguì colpì l'isola di Creta,
    che allora era sede di una antica e mirabile civiltà, infliggendole un
    durissimo colpo dal quale essa non si riprese più. Il dominio dei mari
    esercitato fino ad allora da Creta venne meno,  seguì  un  periodo  di
    oscurità e di confusione, e occorsero molti secoli per una ripresa. La
    scomparsa  drammatica di Thíra sopravvisse nelle menti dei superstiti,
    e il suo racconto venne tramandato da una  generazione  all'altra  con
    continui  abbellimenti.  Potrebbe  essere  stato questo avvenimento ad
    aver originato il mito di Atlantide,  narrato da Platone circa  undici
    secoli dopo la fine di Thíra e della civiltà cretese.
    L'eruzione  vulcanica  forse  più  famosa  nella storia mondiale fu di
    proporzioni assai limitate rispetto a quelle di Krakatoa e  di  Thíra.
    Si tratta dell'eruzione del Vesuvio,  avvenuta nel 79 dopo Cristo, che
    seppellì Pompei ed Ercolano,  luoghi di soggiorno dei romani;  fino ad
    allora  il Vesuvio era stato considerato un vulcano spento.  Il famoso
    naturalista Gaio Plinio Secondo,  detto Plinio  il  Vecchio,  morì  in
    quella catastrofe,  successivamente descritta da suo nipote, Plinio il
    Giovane, che ne fu testimone oculare.
    Gli scavi delle città sepolte cominciarono in modo sistematico dopo il
    1763 e offrirono un'opportunità rara di studiare  resti  relativamente
    intatti   di   città   fiorite   durante   il   periodo  più  prospero
    dell'antichità.
    Un  altro  fenomeno  insolito  è  la  nascita  di  un  nuovo  vulcano.
    L'impressionante  evento  poté essere osservato il 20 febbraio 1943 in
    Messico, quando nel villaggio di Paricutin, poco più di 300 chilometri
    a ovest di Città del Messico, cominciò a formarsi un vulcano in quello
    che era stato un  tranquillo  campo  di  grano.  In  otto  mesi  aveva
    prodotto un cono coperto di ceneri alto quasi 500 metri.  Naturalmente
    si dovette abbandonare il villaggio.
    Nel complesso,  non sembra  che  gli  americani  si  siano  mai  molto
    preoccupati   delle   eruzioni   vulcaniche,   che  sembrano  avvenire
    soprattutto negli altri paesi.  A dire il vero,  il più grande vulcano
    attivo si trova nelle isole Hawaii, che sono un possedimento americano
    da  più  di  ottant'anni e uno degli Stati Uniti da più di trent'anni.
    Kilauea ha un cratere la cui area  misura  una  decina  di  chilometri
    quadrati,  ed è frequentemente in attività.  Tuttavia, le sue eruzioni
    non sono mai esplosive,  e,  anche se la lava trabocca  periodicamente
    dal cratere,  essa si muove abbastanza lentamente da limitare i rischi
    per le vite umane,  benché talora provochi danni  economici  notevoli.
    Nel 1983 il vulcano ha avuto un'attività insolita.
    La  catena  delle  Cascate,  che  segue  la  costa  del Pacifico a una
    distanza verso l'interno di 150-250 chilometri,  estendendosi dal nord
    della   California   fino   alla   parte  meridionale  della  Columbia
    Britannica, comprende parecchie vette famose,  come il monte Hood e il
    monte  Rainier,  vulcani  di  cui si sa che sono estinti.  Proprio per
    questo essi non suscitano preoccupazioni,  anche  se  un  vulcano  può
    rimanere  inattivo per secoli,  e poi risvegliarsi improvvisamente con
    un boato.
    Questa realtà si è riproposta agli  americani  in  modo  drammatico  a
    proposito  del  monte Sant'Elena,  nella zona centro-meridionale dello
    stato di Washington.  Questo vulcano era stato attivo tra il 1831 e il
    1854,  ma allora la gente che viveva da quelle parti non era molta,  e
    si conoscono pochi particolari in proposito.  Per quasi 130 anni  esso
    rimase assolutamente inattivo,  poi,  il 18 maggio 1980,  dopo qualche
    scossa e boato di avvertimento,  entrò  improvvisamente  in  eruzione.
    Venti  persone,  che  non  avevano  preso la precauzione elementare di
    allontanarsi dalla zona,  rimasero uccise,  e più di cento risultarono
    disperse.  Da allora il Sant'Elena è rimasto sempre attivo e, anche se
    non vi sono state manifestazioni vulcaniche molto  intense,  quella  è
    stata  la  prima  eruzione  verificatasi  dopo molto tempo nella parte
    continentale degli Stati Uniti.
    Oltre alle perdite immediate di vite  umane,  le  eruzioni  vulcaniche
    causano  altri  danni.  Se sono di grandi proporzioni,  esse scagliano
    nell'atmosfera enormi quantità di polvere,  che raggiungono gli strati
    più  alti:  possono  passare  anni  e  anni  prima che tale polvere si
    depositi. Dopo l'eruzione di Krakatoa,  vi furono per un lungo periodo
    tramonti  sfolgoranti,  dovuti  alla diffusione della luce del sole al
    tramonto da parte della polvere.  Un effetto meno  gradevole  consiste
    nel  fatto che la polvere può riflettere la luce solare,  causando per
    un certo tempo una diminuzione della quantità di calore che  raggiunge
    la superficie della terra.
    Qualche  volta  l'effetto  ritardato  è relativamente localizzato,  ma
    catastrofico.  Nel 1783  il  vulcano  di  Laki,  nell'Islanda  centro-
    meridionale,  cominciò a eruttare.  La lava,  nel corso di un'eruzione
    durata  due  anni,  ricoprì  quasi  600  chilometri  quadrati,   senza
    provocare  direttamente  particolari danni;  ma le ceneri e l'anidride
    solforosa  ricaddero  su  quasi  tutto  il  territorio   dell'Islanda,
    raggiungendo  perfino  la Scozia.  Le ceneri oscurarono il cielo,  e i
    raccolti andarono perduti per mancanza di luce solare.  Le  esalazioni
    di  anidride  solforosa  uccisero i tre quarti degli animali domestici
    che si trovavano sull'isola.  Diecimila  islandesi,  un  quinto  della
    popolazione totale, in conseguenza della morte degli animali domestici
    e della perdita dei raccolti, morirono di fame e di malattie.
    Il  7  aprile  1815 il monte Tambora,  situato su un'isoletta a est di
    Giava, esplose.  Centocinquanta chilometri cubi di roccia e di polveri
    vennero  scagliati negli strati superiori dell'atmosfera.  La luce del
    sole, di conseguenza, venne riflessa in misura maggiore del solito,  e
    le  temperature  sulla  terra  per  un anno circa rimasero inferiori a
    quelle  abituali.   Nel  New  England,   per  esempio,   il  1816   fu
    eccezionalmente freddo,  con ondate di gelo in tutti i mesi dell'anno,
    compresi luglio e agosto. Fu chiamato «l'anno senza estate».
    A volte i vulcani uccidono subito,  ma non necessariamente con la lava
    e  neppure con le ceneri.  L'8 maggio 1902 vi fu un'eruzione del monte
    Pelée,   sull'isola   della   Martinica   nelle   Indie   occidentali.
    L'esplosione  produsse una densa nuvola di fumi e di gas roventi,  che
    si riversarono a grande  velocità  lungo  il  fianco  della  montagna,
    dirigendosi verso Saint Pierre, la principale cittadina dell'isola: in
    tre minuti i 38 mila abitanti della città morirono asfissiati. L'unico
    a  sopravvivere,  perché  detenuto in una prigione sotterranea,  fu un
    criminale che avrebbe dovuto essere impiccato quel  giorno  stesso  se
    tutti gli altri non fossero morti.

    Formazione della crosta terrestre.

    La  moderna  ricerca  sui vulcani e sul loro ruolo nella formazione di
    gran parte della crosta  terrestre  ebbe  inizio  con  gli  studi  del
    geologo  francese  Jean Etienne Guettard verso la metà del Settecento.
    Per qualche tempo,  sul finire di quello  stesso  secolo,  gli  sforzi
    solitari del geologo tedesco Abraham Gottlob Werner diffusero la falsa
    notizia  che la maggior parte delle rocce avesse origine sedimentaria,
    da  un  oceano  che  un  tempo  avrebbe   coperto   tutto   il   mondo
    ("nettunismo").  Invece  solide  prove,  specie  quelle  presentate da
    Hutton,  resero praticamente certo il fatto che la maggior parte delle
    rocce si fosse formata attraverso l'azione dei vulcani ("plutonismo").
    Tanto  i  vulcani  quanto  i  terremoti  sembrerebbero  manifestazioni
    dell'energia interna della terra,  che  deriva  prevalentemente  dalla
    radioattività (vedi capitolo settimo).
    Quando  i  sismografi consentirono di studiare nei particolari le onde
    sismiche,  si scoprì che quelle più facili da analizzare erano di  due
    tipi generali: onde superficiali che seguono la curvatura terrestre, e
    onde che penetrano nell'interno - e,  in virtù del percorso più breve,
    di solito raggiungono per prime i sismografi.  Queste ultime,  a  loro
    volta,  sono di due tipi: primarie ("onde P") e secondarie ("onde S").
    Le  onde  primarie,   come  quelle  sonore,   si   propagano   tramite
    compressioni  ed  espansioni  alternate del mezzo (per farsene un'idea
    intuitiva,  si pensi al movimento di  una  fisarmonica).  Queste  onde
    possono passare attraverso qualsiasi mezzo - solido o fluido.  Le onde
    secondarie, invece, consistono nelle consuete oscillazioni sinusoidali
    perpendicolari alla direzione di propagazione, e non possono viaggiare
    nei liquidi o nei gas.
    Le onde primarie si spostano più velocemente di quelle secondarie e di
    conseguenza raggiungono prima le stazioni sismografiche.  In  base  al
    ritardo  delle  onde  secondarie  è  possibile stimare la distanza del
    terremoto;  il suo epicentro (cioè il luogo della superficie terrestre
    situato  direttamente  al di sopra del movimento tellurico) può essere
    localizzato con precisione,  di solito in base alle distanze  rilevate
    da tre stazioni: facendo centro nei luoghi di rilevamento si tracciano
    infatti  tre  cerchi  aventi come raggi tali distanze: i tre cerchi si
    intersecheranno in un punto, che è quello cercato.
    La velocità delle onde sia di tipo P che S dipende dalla natura  delle
    rocce,  dalla  temperatura  e  dalla  pressione,  come  hanno mostrato
    ricerche di laboratorio.  Pertanto le  onde  sismiche  possono  essere
    usate come sonde per indagare le condizioni presenti in profondità, al
    di sotto della superficie terrestre.
    Un'onda  primaria in prossimità della superficie percorre 8 chilometri
    al secondo;  a 1600 chilometri di profondità,  giudicando dai tempi di
    arrivo,  la sua velocità deve avvicinarsi ai 13 chilometri al secondo.
    Analogamente,  un'onda secondaria  ha  una  velocità  inferiore  ai  5
    chilometri al secondo vicino alla superficie,  e pari a 6,5 chilometri
    al secondo a una profondità di 1600  chilometri.  Dato  che  l'aumento
    della  velocità  indica  un  aumento  di densità,  possiamo stimare il
    valore della densità  della  roccia  in  profondità.  Alla  superficie
    terrestre,  come  ho  già detto,  la densità media è di 2,8 grammi per
    centimetro cubo;  a 1600 chilometri di profondità,  arriva a 5  grammi
    per centimetro cubo; a circa 2900, raggiunge i 6 grammi per centimetro
    cubo.
    Alla  profondità di 2900 chilometri si verifica un brusco cambiamento:
    le onde secondarie vengono improvvisamente arrestate. Ciò indusse, nel
    1906, il geologo inglese Richard Dixon Oldham a pensare che la regione
    sottostante fosse liquida: a tale profondità le onde  hanno  raggiunto
    il  limite del nucleo liquido della terra.  Quanto alle onde primarie,
    quando raggiungono tale livello,  cambiano improvvisamente  direzione,
    evidentemente  subendo  una  rifrazione  allorché penetrano nel nucleo
    liquido.
    Il contorno  del  nucleo  liquido  viene  chiamato  "discontinuità  di
    Gutenberg",  in  onore  del  geologo  americano  Beno Gutenberg che lo
    determinò nel 1914,  mostrando che il nucleo si  estendeva  per  quasi
    3500  chilometri  dal  centro della terra.  La densità dei vari strati
    profondi della terra fu calcolata nel 1936,  in base ai dati  sismici,
    dal  matematico  australiano  Keith Edward Bullen.  Le sue conclusioni
    furono confermate dai dati ottenuti in seguito al  violento  terremoto
    avvenuto  in  Cile  nel  1960.  Possiamo  pertanto  affermare  che  in
    corrispondenza della  discontinuità  di  Gutenberg  la  densità  passa
    improvvisamente  da  6 a 9,  per crescere poi gradualmente fino a 11,5
    grammi per centimetro cubo al centro della terra.

    Il nucleo liquido.

    Qual è la natura del nucleo liquido?  Esso deve essere  costituito  da
    una  sostanza  avente  una  densità  compresa  tra 9 e 11,5 grammi per
    centimetro cubo,  nelle condizioni di temperatura e di  pressione  ivi
    presenti.  Si  stima che la pressione vada da 1,5 milioni di atmosfere
    (1500 tonnellate al centimetro quadro), al limite superiore del nucleo
    liquido,  a 3,9 milioni di atmosfere  al  centro  della  terra.  Sulla
    temperatura  si  è  più  incerti.  In base a quanto si sa sull'aumento
    della temperatura in funzione della profondità  nelle  miniere,  e  in
    base  alla  conducibilità termica delle rocce,  i geologi stimano (con
    grande approssimazione) che le temperature del nucleo liquido  debbano
    aggirarsi  sui 5000 gradi C.  (Il centro del pianeta Giove,  molto più
    grande della terra, può forse raggiungere i 50 mila gradi C.)
    La sostanza che costituisce il nucleo deve essere  un  elemento  molto
    comune  -  abbastanza  per formare una sfera con un diametro pari alla
    metà di quello terrestre e una massa pari a un terzo. L'unico elemento
    pesante che sia tanto comune nell'universo è il ferro. Alla superficie
    terrestre la sua densità è di soli 7,86 grammi  per  centimetro  cubo,
    ma,  sottoposto  alle  elevatissime pressioni del nucleo,  avrebbe una
    densità compresa nell'intervallo richiesto - da  9  a  12  grammi  per
    centimetro  cubo.  Ciò  che  più conta,  nelle condizioni esistenti al
    centro della terra, sarebbe liquido.
    Se tutto ciò non basta,  un'ulteriore conferma  viene  dai  meteoriti.
    Questi  appartengono  a due categorie,  "meteoriti litoidi",  composti
    soprattutto di silicati,  e "meteoriti ferrosi",  costituiti per il 90
    per  cento circa di ferro,  per il 9 per cento di nichel e per l'1 per
    cento di altri elementi.  Molti scienziati ritengono che  i  meteoriti
    siano residui di asteroidi frantumatisi,  alcuni dei quali erano forse
    abbastanza grandi da avere parti rocciose e parti  metalliche,  queste
    ultime  costituite  di  nichel  e  ferro.  Anche il nucleo della terra
    potrebbe quindi esser costituito di nichel e ferro.  (Del  resto,  già
    nel 1866,  quando i sismologi erano ben lungi dallo studiare il centro
    della terra, il fatto che alcuni meteoriti avessero una composizione a
    base di ferro aveva suggerito  al  geologo  francese  Gabriel  Auguste
    Daubrée  l'idea  che anche il nucleo del nostro pianeta fosse fatto di
    ferro.)
    Oggi i geologi in genere accettano come un dato di fatto,  per  quanto
    riguarda  la  struttura  della  terra,  il  nucleo  liquido di ferro e
    nichel;  tuttavia,  la teoria  odierna  è  più  complessa.  Nel  1936,
    infatti,  la  geologa  danese Inge Lehmann,  nel tentativo di spiegare
    l'insolita presenza di onde P in una "zona d'ombra",  cioè in una zona
    superficiale  in  cui  tali  onde  non  avrebbero dovuto arrivare,  fu
    indotta a pensare che nel nucleo,  a circa 1300 chilometri dal centro,
    dovesse  esserci  una  discontinuità  tale  da introdurre un'ulteriore
    deflessione delle onde,  facendone finire alcune nella  zona  d'ombra.
    Gutenberg  appoggiò  tale  punto  di  vista,   e  oggi  molti  geologi
    distinguono un "nucleo esterno",  liquido,  di nichel e ferro,  da  un
    "nucleo  interno",  sotto  qualche  aspetto  diverso dal primo,  forse
    perché solido o forse per composizione chimica. In seguito ai violenti
    terremoti avvenuti in Cile  nel  1960,  come  abbiamo  già  accennato,
    l'intero globo si mise a vibrare lentamente,  proprio con la frequenza
    prevista dall'ipotesi del nucleo interno,  apportando  così  un  forte
    sostegno alla tesi della Lehmann.

    Il mantello terrestre.

    La  parte  della  terra che circonda il nucleo di nichel e ferro viene
    chiamata "mantello". A quanto si sa, esso è composto di silicati, ma a
    giudicare dalla velocità con la quale le onde sismiche l'attraversano,
    questi silicati differiscono  dalle  rocce  tipiche  della  superficie
    terrestre,  come  mostrò per la prima volta nel 1919 il chimico-fisico
    americano Leason Heberling Adams.  Le loro proprietà fanno pensare che
    siano  rocce del tipo chiamato "olivina" (di color verde oliva),  cioè
    relativamente ricche di magnesio e ferro e povere di alluminio.
    Il mantello non si estende fino alla superficie terrestre.  Un geologo
    croato,   Andrija  Mohorovicic,  studiando  le  onde  prodotte  da  un
    terremoto nei Balcani, nel 1909,  stabilì che vi era un brusco aumento
    nella loro velocità in un punto situato a circa 32 chilometri sotto la
    superficie.  Oggi  questa  "discontinuità di Mohorovicic" (detta anche
    "Moho",   per  brevità)  viene  considerata  il  limite  della  crosta
    terrestre.
    Sulla  natura  della  crosta  e  della  parte  superiore  del mantello
    forniscono molte informazioni le onde di superficie di cui ho  parlato
    in  precedenza.  Come le onde che attraversano la terra,  anche quelle
    superficiali si suddividono in due  categorie:  le  "onde  Love"  (che
    prendono il nome dal loro scopritore, Augustus Edward Hough Love), che
    sono  oscillazioni orizzontali,  simili alle sinuosità del corpo di un
    serpente che striscia per terra; e le "onde Rayleigh" (che prendono il
    nome dal fisico inglese John William Strutt, Lord Rayleigh),  che sono
    verticali, simili al moto del mitico serpente marino nell'acqua.
    L'analisi delle onde superficiali (svolta soprattutto da Maurice Ewing
    della  Columbia  University)  mostra  che  lo  spessore della crosta è
    variabile.  Essa è più  sottile  sotto  i  bacini  oceanici,  dove  la
    discontinuità  di  Moho,  in  certi  punti,  si  trova  a  solo  13-16
    chilometri sotto il livello del mare.  Dato che gli stessi  oceani  in
    certe  zone  raggiungono una profondità di 8-11 chilometri,  la crosta
    solida sotto alle  profondità  oceaniche  può  essere  spessa  solo  5
    chilometri.  Invece,  sotto ai continenti, la discontinuità di Moho si
    trova a una profondità media di circa 32 chilometri sotto  il  livello
    del  mare  (è  a  circa 35 chilometri sotto la città di New York,  per
    esempio),  e scende fino a una profondità di circa 64 chilometri sotto
    alle  catene  montuose.  Questo  fatto,  insieme  a dati risultanti da
    misurazioni della gravità,  mostra che la roccia delle catene montuose
    e meno densa della media.
    La  struttura  della  crosta  in generale risulta composta da due tipi
    principali di rocce,  il basalto e il granito: il granito,  che ha una
    densità  inferiore,  galleggia  sul basalto costituendo i continenti e
    formando le montagne nei punti dove ha  uno  spessore  particolarmente
    elevato (proprio come un grande iceberg si eleva sulle acque più di un
    iceberg  piccolo).  Le montagne giovani affondano le proprie radici di
    granito in profondità entro il basalto,  ma poi compensano  l'erosione
    che  tende  a  livellarle,  spostandosi lentamente verso l'alto con un
    moto di galleggiamento,  che ristabilisce  l'equilibrio  delle  masse,
    chiamato  "isostasia"  (denominazione  proposta  nel  1889 dal geologo
    americano Clarence Edward Dutton).  Così,  nei  monti  Appalachi,  una
    catena molto antica, le radici sono quasi del tutto scomparse.
    Il  basalto  sul  fondo  degli  oceani è ricoperto da 400-800 metri di
    rocce sedimentarie,  mentre il granito è assente o quasi -  il  bacino
    del Pacifico,  per esempio, è del tutto privo di granito. Il fatto che
    la crosta sotto agli oceani sia così sottile ha  fatto  pensare  a  un
    progetto fantastico: perché non perforare la crosta fino a raggiungere
    la  discontinuità di Moho,  per saggiare la costituzione del mantello?
    Non sarebbe un'impresa facile,  perché bisognerebbe ancorare una  nave
    sopra una fossa oceanica,  far scendere attraverso chilometri di acqua
    le apparecchiature di trivellazione e poi perforare  uno  spessore  di
    roccia  quale  non  si è mai trivellato fino a oggi.  L'entusiasmo del
    primo momento per questo progetto è sfumato,  e oggi  la  questione  è
    rinviata a tempi migliori.
    Il   fatto   che   il   granito   «galleggi»  sul  basalto  suggerisce
    inevitabilmente l'idea di una possibile "deriva dei  continenti".  Nel
    1912  il  geologo tedesco Alfred Lothar Wegener avanzò l'ipotesi che i
    continenti siano stati,  in origine,  un unico blocco di granito,  che
    egli denominò Pangea; in qualche epoca molto remota della storia della
    terra,  questo  unico  blocco  si  sarebbe  spezzato  e  i  continenti
    sarebbero  andati  alla  deriva.  Una  deriva  che,  secondo  Wegener,
    continuerebbe anche ai giorni nostri - per esempio,  la Groenlandia si
    allontanerebbe dall'Europa alla velocità di quasi un  metro  all'anno.
    Il  fatto  che  più  contribuì  a  suscitare quest'idea nella mente di
    Wegener (e anche di altri,  a cominciare da Francesco Bacone verso  il
    1620)  fu  la  coincidenza  tra  la  forma  della  costa orientale del
    Sudamerica e quella della costa occidentale dell'Africa.
    Per mezzo secolo la  teoria  di  Wegener  fu  considerata  con  grande
    scetticismo;  ancora  nel 1960 (quando fu pubblicata la prima edizione
    di  questo  libro)  io  mi   sentivo   giustificato   nel   rifiutarla
    categoricamente,  basandomi  sull'opinione  generale  dei geofisici di
    quel tempo. L'argomentazione più convincente contro di essa era che il
    basalto sottostante sia agli oceani che ai continenti  era  senz'altro
    troppo  rigido per consentire al granito dei continenti di andare alla
    deriva al proprio interno, anche nei milioni di anni che avrebbe avuto
    a disposizione.
    Eppure i dati a  favore  della  supposizione  che  un  tempo  l'Oceano
    Atlantico  non  esistesse  e che i vari continenti formassero un'unica
    massa continentale crebbero in modo impressionante.  Se si confrontano
    le sagome dei continenti,  non già tenendo conto del profilo effettivo
    delle loro coste  (un  fatto  accidentale,  che  dipende  dall'attuale
    livello  del  mare),  ma considerando il punto centrale della scarpata
    continentale (il basso fondale dell'oceano intorno a ogni  continente,
    che  resta  allo  scoperto  nei  periodi  in cui il livello del mare è
    basso),  si trova una notevole coincidenza lungo tutto l'Atlantico,  a
    nord  come  a  sud.  Inoltre,  le  formazioni  rocciose in alcune zone
    dell'Africa occidentale  coincidono  perfettamente  con  quelle  delle
    corrispondenti   zone  orientali  del  Sudamerica.   E,   infine,   lo
    spostamento dei poli  magnetici  avvenuto  nel  passato  risulta  meno
    sorprendente  se  si pensa che a migrare non siano stati i poli,  ma i
    continenti.
    Le prove a favore  dell'ipotesi  di  Pangea  e  della  sua  successiva
    frattura non sono solo di carattere geografico,  ma anche di carattere
    biologico,  e queste ultime ancora  più  convincenti.  Nel  1968,  per
    esempio,  fu  trovato  nell'Antartide  un  osso  fossile lungo circa 6
    centimetri che era appartenuto a un anfibio estinto: una  creatura  di
    quel  genere  non  avrebbe  mai potuto vivere così vicino al polo sud.
    Pertanto,  l'Antartide un tempo doveva trovarsi più distante dal polo,
    o  quanto  meno  doveva avere una temperatura più mite.  L'anfibio non
    avrebbe potuto attraversare un tratto,  anche breve,  di acqua salata;
    di  conseguenza  l'Antartide  deve  aver  fatto  parte  di  una  massa
    continentale più estesa, contenente regioni più calde. In generale,  i
    ritrovamenti  di fossili concordano pienamente con l'ipotesi di Pangea
    e della sua successiva suddivisione in più parti.
    E' importante, a questo punto,  mettere in evidenza le ragioni per cui
    i  geologi  si  opponevano  alla  teoria  di  Wegener.  La  gente  che
    imperversa  ai  margini  della  scienza  spesso  difende  le   proprie
    improbabili  teorie  sostenendo  che  gli  scienziati tendono a essere
    dogmatici,  e ad avere  la  mente  chiusa  a  ogni  idea  nuova  (cosa
    abbastanza  vera  in  certi  casi  e in certi momenti,  mai però nella
    misura sostenuta da questi teorici «marginali»).  Spesso  essi  citano
    come  esempio  Wegener e la sua deriva dei continenti,  ma del tutto a
    sproposito.
    I  geologi  non  si  opponevano  all'idea  di  Pangea  e   della   sua
    suddivisione in più parti.  Anzi,  ipotesi anche più radicali, volte a
    spiegare come  si  sarebbe  diffusa  la  vita  sulla  terra,  venivano
    considerate  favorevolmente.  Ciò a cui i geologi si opponevano era il
    meccanismo specifico proposto da  Wegener  -  il  concetto  di  grandi
    blocchi  di  granito  che vanno alla deriva in un «oceano» di basalto.
    Esistevano serie ragioni per opporsi a una simile idea, e tali ragioni
    valgono ancora oggi. I continenti,  in effetti,  non vanno alla deriva
    attraverso il basalto.
    Deve  esserci  quindi  un  altro  meccanismo che spieghi gli indizi di
    natura geografica e biologica  che  fanno  pensare  a  cambiamenti  di
    posizione dei continenti - un meccanismo più plausibile e sostenuto da
    prove.  Discuterò  tali  prove  più  avanti in questo stesso capitolo;
    quanto al meccanismo,  il geologo americano Harry Hammond Hess,  verso
    il 1960, ritenne ragionevole, in base a nuove scoperte, ipotizzare che
    materia  fusa proveniente dal mantello terrestre possa salire verso la
    superficie - per esempio,  lungo certe linee di frattura  che  corrono
    per  tutta  la  lunghezza dell'Oceano Atlantico - e giunta vicino alla
    sommità del mantello venga sospinta ai lati della  frattura,  dove  si
    raffredderebbe  e  solidificherebbe.  In  tal modo il fondale oceanico
    viene spaccato e allargato. Quindi i continenti non vanno alla deriva;
    essi vengono invece allontanati dal fondale marino che si espande.
    Per quanto se ne sa oggi,  Pangea è  esistita  effettivamente  ed  era
    ancora intera non più di 225 milioni di anni fa, all'epoca dell'ascesa
    dei  dinosauri.  A  giudicare dall'evoluzione e dalla distribuzione di
    animali e piante,  il fenomeno di suddivisione cominciò in modo deciso
    circa  200  milioni  di  anni  fa;  in seguito Pangea si spezzò in tre
    grosse porzioni: quella settentrionale (America  del  Nord,  Europa  e
    Asia) viene chiamata Laurasia;  quella meridionale (Sudamerica, Africa
    e India) è chiamata Gondwana,  dal nome di una provincia  indiana;  la
    terza parte è formata dall'Antartide e dall'Australia.
    Circa  65  milioni  di  anni  orsono,  quando  ormai i dinosauri erano
    estinti e sulla terra dominavano i mammiferi,  il Sudamerica si separò
    a  ovest  dall'Africa,  mentre  a  est  l'India si spostò verso l'Asia
    meridionale.  Infine il Nordamerica si staccò dall'Europa,  l'India si
    saldò  con l'Asia (mentre sulla linea di congiunzione sorgeva come una
    piega la catena dell'Himalaya),  l'Australia si staccò dall'Antartide,
    e i continenti assunsero la configurazione attuale.

    L'origine della luna.

    Un'idea  ancora  più sorprendente sui mutamenti che possono aver avuto
    luogo  sulla  terra  nel  corso  delle   ere   geologiche   è   dovuta
    all'astronomo inglese George Howard Darwin (figlio di Charles Darwin),
    che  nel  1879 avanzò l'ipotesi che la luna fosse un pezzo della terra
    staccatosi in tempi molto remoti,  lasciando come  cicatrice  l'Oceano
    Pacifico.  Si tratta di un'idea interessante,  considerato che la luna
    ha una massa poco superiore all'un per cento della  massa  totale  del
    sistema  terra-luna  ed è abbastanza piccola per entrare in uno spazio
    dell'estensione  del  Pacifico.   Se  la  luna  fosse   effettivamente
    costituita di materia proveniente dagli strati esterni della terra, si
    spiegherebbe  perché  essa  non  contiene  un  nucleo ferroso e ha una
    densità molto inferiore a quella della terra,  e si spiegherebbe anche
    come mai il fondale del Pacifico sia privo di granito continentale.
    La  possibilità  che  le cose siano andate così è però alquanto remota
    per varie ragioni;  in pratica oggi non c'è geologo  o  astronomo  che
    creda a questa ipotesi.  Tuttavia, sembra certo che in passato la luna
    fosse più vicina alla terra di quanto non sia oggi.
    L'attrazione gravitazionale esercitata dalla luna provoca maree  tanto
    negli  oceani  che  nella crosta solida della terra.  Con la rotazione
    terrestre,  l'acqua degli oceani  viene  sospinta  su  fondali  bassi,
    mentre  strati di roccia si innalzano e si abbassano,  sfregando l'uno
    contro l'altro.  L'attrito che ne deriva implica una lenta conversione
    in  calore  dell'energia  di rotazione della terra,  il che provoca un
    aumento graduale  del  suo  periodo  di  rotazione.  L'effetto  non  è
    rilevante su una scala temporale umana, perché il giorno si allunga di
    un secondo in circa 62500 anni. Se la terra perde energia rotazionale,
    il momento angolare deve comunque essere conservato;  ciò che la terra
    perde,  lo guadagna la luna: la velocità con cui essa  compie  le  sue
    rivoluzioni intorno alla terra aumenta, il che significa che il nostro
    satellite, seppur molto lentamente, si sta allontanando.
    Se  si  risale  indietro  nel  tempo fino a un passato geologico molto
    remoto,  si vede che la rotazione terrestre doveva essere più  veloce,
    il  giorno  significativamente  più  corto,  la  luna notevolmente più
    vicina e tutto il fenomeno più  rapido.  Darwin  calcolò  quando,  nel
    passato,  la  luna  avrebbe  potuto  essere tanto vicina alla terra da
    formare un corpo unico;  ma anche senza spingerci tanto  indietro  nel
    tempo,  dovremmo  trovare  le  prove che nel passato il giorno era più
    corto.  Per esempio,  circa 570 milioni di  anni  fa  -  l'età  a  cui
    risalgono  i  fossili  più  antichi - il giorno doveva forse avere una
    durata di poco più di 20 ore,  e  in  un  anno  dovevano  esserci  428
    giorni.
    Oggi  questa non è più soltanto una pura teoria.  Esistono dei coralli
    che depositano strati di carbonato di calcio in  determinate  stagioni
    più  attivamente  che  in  altre,  consentendo  di  contare gli strati
    annuali,  come si fa per gli anelli dei  tronchi  d'albero.  E'  stata
    anche  proposta  l'idea  che  alcuni siano più attivi di giorno che di
    notte,   in  modo  che  si  possano  distinguere  sottilissimi  strati
    giornalieri. Nel 1963, il paleontologo americano John West Wells contò
    gli  strati  più  sottili  presenti nei coralli fossili e trovò che vi
    erano, in media, 400 sottostrati giornalieri in ogni strato annuale in
    coralli che risalivano a 400 milioni di anni fa,  mentre in quelli che
    risalivano  a  solo  320 milioni di anni fa i sottostrati erano 380 in
    ogni strato annuale.
    Naturalmente, sorge la domanda: se allora la luna era molto più vicina
    alla terra e se quest'ultima ruotava più  rapidamente,  che  cosa  era
    accaduto  in  epoche  ancora più remote?  Se la teoria di Darwin sulla
    separazione della luna dalla terra non corrisponde ai  fatti,  cosa  è
    successo invece?
    Una  delle  idee  proposte  è  che,  in un qualche periodo del passato
    remoto,  la luna  sia  stata  catturata  dalla  terra.  Se  ciò  fosse
    avvenuto,  per  esempio,  600  milioni  di  anni orsono,  risulterebbe
    spiegato il fatto che si trovano  numerosi  fossili  nelle  rocce  che
    risalgono  all'incirca a quell'epoca,  mentre in quelle precedenti non
    si trova altro che qualche dubbia  traccia  di  carbonio.  Forse  tali
    rocce  più  antiche vennero completamente dilavate dalle immense maree
    che accompagnarono la cattura della luna.  (A quel tempo  non  vi  era
    vita sulla terraferma;  se ci fosse stata, sarebbe rimasta distrutta.)
    Se la luna venne veramente catturata,  a quell'epoca  doveva  trovarsi
    più  vicina  di quanto non sia ora;  ci sarebbero stati una recessione
    lunare e un allungamento del giorno  a  partire  da  quella  data,  ma
    niente del genere prima di allora.
    Un'altra  ipotesi  è  che la luna si sia formata nelle vicinanze della
    terra, dalla stessa nube di polvere che si andava addensando, e che da
    allora si sia continuamente allontanata,  senza però essere mai  stata
    effettivamente parte della terra.
    Lo  studio  e l'analisi delle rocce lunari riportate sulla terra dagli
    astronauti negli anni settanta avrebbero potuto risolvere il  problema
    (come  avevano  ottimisticamente sperato in molti),  ma non lo fecero.
    Per esempio,  la superficie della luna è  ricoperta  di  frammenti  di
    vetro,  che  non  si trovano sulla superficie terrestre.  Inoltre,  la
    crosta lunare è del tutto priva di acqua ed è  povera  (molto  più  di
    quella  terrestre)  di  tutte  le  sostanze  che fondono a temperature
    relativamente basse.  Ciò sembrerebbe indicare che in passato la  luna
    sia stata ordinariamente sottoposta ad alte temperature.
    Si  può  allora  supporre  che  all'epoca della sua formazione la luna
    avesse un'orbita molto  ellittica,  con  l'afelio  approssimativamente
    alla  stessa  distanza  che  ha  oggi  dal  sole  e  il perielio nelle
    vicinanze dell'orbita di Mercurio.  Forse seguitò a  compiere  le  sue
    rivoluzioni  in  questo modo per qualche miliardo di anni,  finché una
    particolare combinazione delle posizioni sua,  della terra e forse  di
    Venere  provocò  la sua cattura da parte della terra.  La luna avrebbe
    allora  cessato  di  essere  un  piccolo  pianeta  per  diventare   un
    satellite, ma la sua superficie mostrerebbe ancora i segni del periodo
    in cui il suo perielio era circa alla distanza di Mercurio.
    D'altra parte, la formazione del vetro potrebbe esser dovuta al calore
    prodotto localmente dal bombardamento di meteoriti che ha dato origine
    ai crateri lunari.  Oppure,  nel caso molto improbabile che la luna si
    fosse staccata dalla terra,  i frammenti di  vetro  potrebbero  essere
    spiegati con il calore prodottosi durante un fenomeno così violento.
    In   realtà,   tutte  le  ipotesi  sull'origine  della  luna  appaiono
    ugualmente improbabili; si è sentito qualche scienziato mormorare che,
    considerati  con  attenzione  tutti  i  dati  relativi   al   problema
    dell'origine  della luna,  l'unica conclusione possibile è che la luna
    non è veramente lì, nello spazio - una conclusione che equivale a dire
    che si deve proseguire nella ricerca.  La risposta deve esserci,  e la
    troveremo.

    La terra è stata liquida?

    Il  fatto  che  la  terra  sia  formata  di  due parti principali - il
    mantello di silicati e il nucleo di nichel  e  ferro  (in  proporzioni
    quasi  uguali  a  quelle  dell'albume  e  del  tuorlo  nell'uovo) - ha
    convinto quasi tutti i geologi che in qualche epoca della  sua  storia
    primordiale la terra debba essere stata liquida: avrebbe potuto in tal
    caso  essere costituita di due liquidi insolubili l'uno nell'altro.  I
    silicati  liquidi,  essendo  più  leggeri,  avrebbero  galleggiato  in
    superficie  e  si  sarebbero  raffreddati  irradiando  il calore nello
    spazio. Il liquido ferroso sottostante, isolato dallo spazio,  avrebbe
    invece  ceduto  il  proprio  calore  molto  più  lentamente,  restando
    pertanto allo stato fluido fino ad oggi.
    Vi sono almeno tre processi tramite i quali la  terra  sarebbe  potuta
    diventare tanto calda da fondere,  anche se all'inizio fosse stata del
    tutto fredda,  risultando da un ammassamento di planetesimali.  Questi
    ultimi corpi, entrando in collisione e saldandosi, avrebbero dissipato
    la  loro  energia  di moto ("energia cinetica") sotto forma di calore.
    Inoltre,  via via che il pianeta,  crescendo,  veniva compresso  dalla
    forza gravitazionale, altra energia si sarebbe liberata sotto forma di
    calore.  In terzo luogo,  le sostanze radioattive presenti nella terra
    uranio,  torio,  potassio - nel corso  delle  ere  avrebbero  liberato
    grandi  quantità  di  calore via via che si disintegravano;  nei primi
    tempi,  quando il materiale radioattivo era molto  più  abbondante  di
    oggi,  la  radioattività  da  sola  avrebbe potuto fornire quantità di
    calore sufficienti a liquefare la terra.
    Non tutti  gli  scienziati  sono  disposti  ad  accettare  come  fatto
    indubitabile  che  il  nostro  pianeta  sia  stato  in  una certa fase
    completamente liquido.  Il chimico americano Harold Clayton  Urey,  in
    particolare,  ha  sostenuto  che  la maggior parte della terra è stata
    sempre solida.  Egli ha fatto osservare che  anche  in  una  terra  in
    prevalenza  solida  il  nucleo ferroso avrebbe potuto formarsi tramite
    una lenta separazione del ferro,  e che anche oggi forse il ferro  sta
    migrando  dal  mantello  nel  nucleo al ritmo di 50 mila tonnellate al
    secondo.

    L'OCEANO.
    La terra presenta, rispetto agli altri pianeti del sistema solare,  la
    singolare proprietà di avere una temperatura superficiale che consente
    l'esistenza  dell'acqua  in  tutti e tre i suoi stati di aggregazione:
    liquido, solido e gassoso. Alcuni mondi che si trovano più lontani dal
    sole di quanto non  sia  la  terra  sono  sostanzialmente  coperti  di
    ghiaccio - per esempio,  Ganimede e Callisto.  Europa ha la superficie
    completamente ricoperta da un  ghiacciaio,  sotto  al  quale  potrebbe
    esserci  dell'acqua  liquida,  ma  tutti questi mondi lontani dal sole
    possono presentare soltanto tracce insignificanti di vapore acqueo  al
    di sopra della superficie.
    La  terra è l'unico corpo del sistema solare,  per quanto ne sappiamo,
    che possegga degli oceani,  cioè delle vaste masse di  acqua  liquida,
    sulla sua superficie (sugli altri corpi celesti non vi sono, comunque,
    in  superficie  neppure  masse  liquide  di altra natura).  In realtà,
    sarebbe meglio dire che la terra possiede un oceano, perché gli oceani
    Pacifico,  Atlantico,  Indiano,  Artico e Antartico non sono che parti
    comunicanti  di  un'unica  massa  di  acqua  salata,  in cui il blocco
    formato da Asia, Africa ed Europa, il continente americano e corpi più
    piccoli,  come l'Antartide e l'Australia,  possono essere  considerati
    come isole.
    I  dati relativi a questo oceano sono impressionanti.  Esso ha un'area
    totale di circa 360 milioni di chilometri quadrati e copre il  71  per
    cento  della  superficie terrestre;  il suo volume,  calcolando che la
    profondità media degli oceani sia di 3,75 chilometri, è di circa 13,50
    milioni di chilometri cubi.  Esso contiene il 97,2 per cento  dell'H2O
    presente  sulla terra ed è anche la fonte di tutta l'acqua dolce della
    terra,  perché oltre 330 mila chilometri cubi di oceano evaporano ogni
    anno  per  ricadere  sotto forma di pioggia o di neve.  Per effetto di
    tali precipitazioni,  sotto  la  superficie  dei  continenti  c'è  una
    riserva  di acqua dolce pari a circa 834 mila chilometri cubi,  mentre
    altri 125 mila sono raccolti in superficie, nei laghi e nei fiumi.
    Da un altro punto di vista,  però,  l'oceano  è  meno  imponente:  per
    enorme  che esso sia,  non costituisce che poco più di 1 su 4000 della
    massa totale della terra;  se immaginiamo  quest'ultima  ridotta  alle
    dimensioni  di una palla da biliardo,  l'oceano sarebbe rappresentato,
    in proporzione,  da una pellicola  di  umidità  a  malapena  visibile.
    Scendendo nelle zone più profonde degli oceani, non si sarebbe che a 1
    su 580 della distanza totale tra la superficie e il centro della terra
    - e tutto il resto di tale distanza sarebbe costituito prima da roccia
    e poi da metallo.
    Eppure,  quella  pellicola  quasi  impercettibile  di  umidità per noi
    significa tutto. E' lì che hanno avuto origine le prime forme di vita;
    e, da un punto di vista puramente quantitativo,  gli oceani contengono
    ancor  oggi  la  maggior parte della vita presente sul nostro pianeta.
    Sulla terraferma,  la vita è confinata entro  uno  spessore  di  pochi
    metri  sopra  o sotto la superficie (anche se uccelli e aerei compiono
    sortite temporanee fuori da tale base); negli oceani la vita occupa in
    permanenza ogni angolo di un regno che in certi  punti  raggiunge  una
    profondità di 11 chilometri e più.
    Eppure,  fino  a  non molto tempo fa,  gli esseri umani sapevano degli
    abissi oceanici, e in particolare del fondale dell'oceano,  non più di
    quanto ne avrebbero potuto sapere se esso si fosse trovato su Venere.

    Le correnti.

    Fondatore  dell'oceanografia  moderna  fu  un  ufficiale  della Marina
    statunitense, Matthew Fontaine Maury. Era sulla trentina quando rimase
    zoppo in seguito a un  incidente,  che,  benché  triste  per  lui,  si
    dimostrò  utile  per  l'umanità.  Gli venne affidata la custodia delle
    carte e degli strumenti nautici (una sinecura, senza dubbio),  ed egli
    si buttò anima e corpo nell'ardua impresa di tracciare una mappa delle
    correnti  marine.  In particolare,  studiò il corso della corrente del
    Golfo,  che già nel 1769 era stata oggetto di una  prima  indagine,  a
    opera  dello studioso americano Benjamin Franklin.  Maury ne diede una
    descrizione che è rimasta  classica  nell'oceanografia:  «E'  come  un
    fiume nell'oceano».  Certamente si tratta di un fiume molto più grande
    di tutti i fiumi della terraferma;  esso trasporta un  volume  d'acqua
    per   secondo   mille   volte   superiore  a  quello  trasportato  dal
    Mississippi;  all'inizio è largo 80  chilometri,  profondo  quasi  800
    metri,  e raggiunge una velocità di oltre 6 chilometri all'ora. I suoi
    effetti di  riscaldamento  si  avvertono  anche  nella  lontana  isola
    settentrionale di Spitzbergen.
    Maury  diede  anche  l'avvio a una collaborazione internazionale nello
    studio  degli  oceani;   fu  l'animatore  di  una  storica  conferenza
    internazionale tenuta a Bruxelles nel 1853.  Nel 1855 egli pubblicò il
    primo trattato di oceanografia,  dal titolo "Physical Geography of the
    Sea".  L'Accademia navale di Annapolis, a ricordo dei suoi contributi,
    gli intitolò la Maury Hall.
    In seguito sono state tracciate mappe complete di  tutte  le  correnti
    marine.  Queste  descrivono  ampi  cerchi in senso orario negli oceani
    dell'emisfero  settentrionale  e  in  senso   antiorario   in   quelli
    dell'emisfero  meridionale,  grazie all'effetto Coriolis.  La corrente
    del Golfo non è che il ramo occidentale di una corrente che circola in
    senso orario nel nord dell'Atlantico e che,  a sud  di  Terranova,  si
    dirige  decisamente  verso  est,  attraverso l'oceano ("corrente nord-
    atlantica").  Parte di tale corrente viene deviata dalla costa europea
    intorno  alle  isole  britanniche  e risale fino alla costa norvegese,
    mentre il resto si dirige verso sud,  lungo le coste  nord-occidentali
    dell'Africa.  Quest'ultimo ramo lambisce le Canarie,  e da esse prende
    nome.  La configurazione della  costa  africana,  insieme  all'effetto
    Coriolis,   sospinge   la  corrente  a  ovest  attraverso  l'Atlantico
    ("corrente  equatoriale  settentrionale");   così  essa  raggiunge   i
    Caraibi, dove il circuito ricomincia da capo.
    Un vortice in senso antiorario,  ancora più ampio, sposta grandi masse
    di acqua lungo le coste dell'Oceano Pacifico, a sud dell'equatore.  La
    corrente,  sfiorando i continenti,  si muove verso nord dall'Antartico
    lungo la costa occidentale del Sudamerica,  spingendosi fino al  Perù.
    Questa  porzione  del  circuito  costituisce  la  "corrente fredda del
    Perù", o "di Humboldt" (così chiamata in onore del naturalista tedesco
    Alexander von Humboldt, che per primo la descrisse attorno al 1810).
    La  configurazione  della  linea  costiera  peruviana   concorre   con
    l'effetto   Coriolis   a   sospingere  questa  corrente  verso  ovest,
    attraverso il Pacifico,  subito al di sotto  dell'equatore  ("corrente
    equatoriale  meridionale");  una  parte  di  essa riesce ad aprirsi un
    varco attraverso le acque dell'arcipelago indonesiano  arrivando  fino
    all'Oceano  Indiano,  mentre  la  parte rimanente si dirige verso sud,
    costeggia le rive orientali  dell'Australia  e  poi  piega  nuovamente
    verso est.
    Questi  vortici  di acqua contribuiscono a rendere in una certa misura
    uniforme la temperatura dell'oceano,  e  indirettamente  anche  quella
    delle zone costiere dei continenti.  Vi sono comunque disomogeneità di
    temperatura, che tuttavia,  senza le correnti marine,  sarebbero molto
    più accentuate.
    La  maggior parte delle correnti oceaniche si muove lentamente,  anche
    più lentamente di quella del Golfo. Ciononostante, sono talmente vaste
    le aree dell'oceano che partecipano alla circolazione, che le masse di
    acqua spostate sono enormi. Al largo di New York la corrente del Golfo
    sposta l'acqua verso nord-est a un ritmo tale per cui  attraverso  una
    determinata linea passano circa 45 milioni di tonnellate al secondo.
    Anche nelle regioni polari vi sono delle correnti marine. Tanto quelle
    in  senso  orario  dell'emisfero settentrionale quanto quelle in senso
    antiorario dell'emisfero meridionale hanno l'effetto  di  spostare  le
    masse di acqua da ovest verso est nel tratto circumpolare.
    A  sud  dei  continenti sudamericano,  africano e australiano vi è una
    corrente che gira da ovest verso est intorno all'Antartide, attraverso
    l'oceano,  senza incontrare ostacoli (è  questo  l'unico  luogo  della
    terra  in  cui  l'acqua  può  andare  da  ovest  verso  est  senza mai
    incontrare terre emerse).  Questa "corrente circumpolare antartica"  è
    la  più  grande  corrente oceanica del pianeta: essa ha una portata di
    quasi 100 milioni di tonnellate di acqua al secondo.
    Nelle  regioni  artiche  la  circolazione  della  corrente  è   invece
    interrotta dalla terraferma; vi sono quindi una "corrente del Pacifico
    settentrionale"   e   una  "corrente  dell'Atlantico  settentrionale".
    Quest'ultima viene deviata in direzione sud  dalle  coste  occidentali
    della  Groenlandia  -  le gelide acque polari lambiscono il Labrador e
    Terranova;   questa  porzione  viene  dunque  chiamata  "corrente  del
    Labrador".  Essa  incontra  la  corrente del Golfo a sud di Terranova,
    producendo una regione di frequenti nebbie e tempeste.
    Le sponde occidentale e orientale  dell'Oceano  Atlantico  formano  un
    contrasto  esemplare  per  comprendere  il  ruolo  delle correnti.  Il
    Labrador, sulla sponda occidentale,  esposto alla corrente omonima,  è
    una  terra  desolata,  con  una  popolazione  complessiva  di  25 mila
    abitanti;  sulla sponda orientale,  invece,  esattamente  alle  stesse
    latitudini, si trovano le isole britanniche, con una popolazione di 55
    milioni di persone, e ciò grazie alla corrente del Golfo.
    Una  corrente  che  si  muove esattamente lungo l'equatore non subisce
    l'effetto Coriolis  e  può  procedere  in  linea  retta.  Una  sottile
    corrente  rettilinea  di questo genere è stata individuata nell'Oceano
    Pacifico;  essa si sposta lungo l'equatore,  verso est,  per parecchie
    migliaia di chilometri.  E' stata chiamata "corrente di Cromwell", dal
    nome del suo scopritore,  l'oceanografo americano  Townsend  Cromwell.
    Una  corrente  analoga,  un poco più lenta,  è stata scoperta nel 1961
    nell'Atlantico dall'oceanografo americano Arthur D. Voorhis.
    La  circolazione  comunque  non   si   limita   alle   sole   correnti
    superficiali: da parecchi indizi si desume che le profondità oceaniche
    non  possono  mantenersi  in una quiete assoluta.  Prima di tutto,  le
    specie viventi nella zona superiore dei mari consumano di continuo  le
    sostanze  minerali  di  cui si nutrono fosfati e nitrati - e,  dopo la
    morte, le trasportano con sé in profondità; pertanto,  se non vi fosse
    una  circolazione  delle acque a riportare verso l'alto tali sostanze,
    la superficie ne resterebbe priva. In secondo luogo, l'ossigeno di cui
    l'oceano si rifornisce  assorbendolo  dall'aria  non  penetrerebbe  in
    profondità in misura sufficiente a mantenervi la vita, se non vi fosse
    una circolazione convettiva.  In realtà,  invece, si trova un'adeguata
    concentrazione di ossigeno perfino sul fondo delle fosse oceaniche, il
    che si può spiegare solo supponendo che in certe  regioni  dell'oceano
    le acque superficiali, ricche di ossigeno, si inabissino.
    Il  motore che aziona questa circolazione verticale è la differenza di
    temperatura.  L'acqua superficiale si raffredda nelle regioni polari e
    perciò  va  a fondo: questo flusso continuo di acqua verso il basso si
    diffonde in tutto il bacino oceanico,  così  che  perfino  ai  tropici
    l'acqua  sul  fondo  è molto fredda,  vicina al punto di congelamento.
    Alla fine l'acqua fredda situata a grande profondità risale  verso  la
    superficie,  sospinta  da  altre  masse  d'acqua  fredda.  Arrivata in
    superficie, essa si riscalda e si allontana dirigendosi verso l'Artico
    o  l'Antartico,  dove  si  inabissa  nuovamente.  Si  stima  che  tale
    circolazione  produrrebbe  in  circa  mille  anni un ricambio completo
    delle acque dell'Oceano Atlantico,  se vi fosse  immissione  di  nuovo
    liquido.  L'Oceano Pacifico, più grande ancora, verrebbe completamente
    rimescolato in circa duemila anni.
    L'Antartico fornisce molta più  acqua  fredda  di  quanto  non  faccia
    l'Artico,  il  quale  ha  una calotta glaciale,  compresa quella della
    Groenlandia,  dieci  volte  più  piccola.   Le  acque  che  circondano
    l'Antartide,  rese  freddissime  dallo  scioglimento  dei ghiacci,  si
    spingono verso nord restando in superficie, finché incontrano le acque
    calde provenienti dalle regioni tropicali. Le gelide acque antartiche,
    più dense di quelle calde tropicali,  affondano al di sotto di  queste
    ultime  sulla linea della "convergenza antartica",  che in certi punti
    si estende verso nord fino a raggiungere il quarantesimo parallelo.
    Le fredde acque  antartiche  si  distribuiscono  sul  fondo  di  tutto
    l'oceano,  trasportando ossigeno (poiché questo,  come tutti i gas, si
    scioglie più facilmente e in quantità maggiori in acque fredde che  in
    acque  calde)  e  sostanze nutritive.  L'Antartico (la «ghiacciaia del
    mondo») rende quindi fertili gli oceani e controlla il clima di  tutto
    il pianeta.
    Le  barriere  continentali  complicano  questo  quadro  generale.  Per
    seguire l'effettiva circolazione,  gli oceanografi hanno fatto ricorso
    all'ossigeno come tracciante.  Man mano che le acque polari, ricche di
    ossigeno, scendono e si diffondono, l'ossigeno diminuisce gradualmente
    a causa del consumo da parte dei vari organismi.  Così,  misurando  la
    concentrazione  di  ossigeno  in  campioni  di acqua prelevati in vari
    punti a grande profondità,  si può tracciare una  mappa  dei  percorsi
    delle correnti che circolano in profondità.
    Questa   mappa   ha   mostrato  che  una  corrente  principale  scende
    dall'Oceano Artico lungo l'Atlantico,  sotto alla corrente del Golfo e
    nella   direzione  opposta,   mentre  un'altra  risale  dall'Antartico
    attraverso  l'Atlantico  meridionale.  L'Oceano  Pacifico  non  riceve
    dall'Artico un apporto diretto degno di nota, perché l'unico passaggio
    che  immetta  in  tale  oceano è lo stretto di Bering,  angusto e poco
    profondo;   esso  costituisce  quindi   il   punto   terminale   della
    circolazione delle acque in profondità. Che il Pacifico settentrionale
    costituisca un vicolo cieco per il flusso globale lo dimostra anche il
    fatto  che  le  sue  acque  profonde  sono povere di ossigeno.  Grandi
    porzioni di questo ampio oceano sono pertanto scarsamente popolate  di
    forme di vita e sono l'equivalente di ciò che sulla terraferma sono le
    aree  desertiche.  Lo  stesso  si  può  dire  dei mari quasi del tutto
    racchiusi dalle terre,  come il Mediterraneo,  in cui  è  parzialmente
    impedita   la  libera  circolazione  dell'ossigeno  e  delle  sostanze
    nutritive.
    Questo quadro della situazione delle correnti a  grandi  profondità  è
    stato  confermato  nel  1957 da una spedizione oceanografica congiunta
    anglo-americana.  I ricercatori fecero uso di  uno  speciale  natante,
    ideato dall'oceanografo britannico John Crossley Swallow, e progettato
    per  mantenersi  alla  profondità di 1500 metri o più.  Il natante era
    fornito di un'apparecchiatura in grado  di  emettere  onde  sonore  di
    breve  lunghezza  d'onda.  Questi  segnali  permisero  di  seguire gli
    spostamenti del natante  trascinato  dalle  correnti  sottomarine.  La
    spedizione  poté  in tal modo determinare il percorso di tali correnti
    lungo la costa occidentale dell'Atlantico.

    Le risorse dell'oceano.

    Tutte queste informazioni acquisteranno importanza pratica  quando  la
    popolazione  mondiale,  in continua crescita,  si rivolgerà all'oceano
    per aumentare le proprie risorse  alimentari.  Una  «coltivazione  del
    mare»  che  possa dirsi scientifica richiederà la conoscenza di queste
    correnti fertilizzanti,  proprio  come  la  coltivazione  della  terra
    richiede  la  conoscenza dei corsi d'acqua,  delle falde sotterranee e
    del regime delle piogge.  L'attuale raccolto di alimenti prodotti  dal
    mare  -  circa  80  milioni  di  tonnellate nel 1980 - potrebbe essere
    aumentato,  con una gestione attenta ed efficiente,  fino a superare i
    200  milioni  di  tonnellate all'anno (secondo le attuali stime),  pur
    lasciando  alle  forme  di  vita  marine  il   tempo   di   riprodursi
    adeguatamente.  (Naturalmente presupposto di ciò è che cessi l'attuale
    inconsulto inquinamento dell'oceano,  in modo particolare  delle  zone
    più  vicine  alle  coste  continentali  che  contengono e offrono agli
    esseri umani la più rilevante quantità di  organismi  marini.  Fino  a
    oggi non solo non abbiamo realizzato un uso razionale del mare a scopo
    alimentare,  ma stiamo anzi compromettendo la sua capacità di fornirci
    la quantità di cibo che ne ricaviamo attualmente.)
    Il cibo non è l'unica risorsa importante dell'oceano.  Le acque marine
    contengono  in soluzione immense quantità di quasi tutti gli elementi.
    Non meno di quattro miliardi di  tonnellate  di  uranio,  di  trecento
    milioni di tonnellate di argento e di quattro milioni di tonnellate di
    oro  sono contenute negli oceani - ma in concentrazioni troppo ridotte
    perché l'estrazione sia praticamente conveniente.  Tuttavia,  oggi  si
    ricavano  dalle  acque  marine  su scala commerciale magnesio e bromo.
    Inoltre,  un'importante fonte di iodio sono le alghe marine essiccate,
    poiché le piante,  mentre sono in vita, estraggono questo elemento dal
    mare,  concentrandolo in una misura che al momento attuale non sarebbe
    conveniente raggiungere mediante procedimenti artificiali.
    Dai  mari  si estraggono anche materiali assai più banali: dalle acque
    relativamente poco profonde che circondano gli Stati Uniti si ricavano
    ogni anno circa 20 milioni di tonnellate di  gusci  di  ostriche,  che
    costituiscono  una  preziosa  fonte  di calcare;  inoltre ogni anno si
    dragano in modo analogo 40 milioni di metri cubi di sabbia e ghiaia.
    Le zone più profonde del fondale  oceanico  sono  cosparse  di  noduli
    metallici  aggregatisi intorno a un nucleo costituito da un ciottolo o
    magari da un dente di squalo (l'equivalente oceanico della  formazione
    di  una  perla intorno a un granello di sabbia dentro un'ostrica).  Di
    solito si parla di tali noduli come di  noduli  di  manganese,  perché
    sono  particolarmente  ricchi  di  questo metallo.  Si stima che,  sui
    fondali del Pacifico,  ve ne siano 80 mila tonnellate  per  chilometro
    quadrato.   Sarebbe   veramente   difficile   raccoglierne  in  grandi
    quantitativi,  e inoltre il  contenuto  di  manganese,  da  solo,  non
    renderebbe redditizia una simile impresa,  nelle condizioni attuali. I
    noduli,  però,  contengono anche l'1 per cento di nichel,  lo 0,5  per
    cento  di  rame  e  lo  0,5 per cento di cobalto e sono proprio questi
    componenti  meno  abbondanti  a  rendere  assai  più   appetibile   lo
    sfruttamento dei noduli.
    Che   dire   poi  del  97  per  cento  dell'oceano  che  è  costituito
    esclusivamente da acqua?
    Gli americani consumano ogni anno circa 2700 metri  cubi  di  acqua  a
    persona,   per   bere,   per   lavarsi  e  lavare,   nell'agricoltura,
    nell'industria.  Le altre nazioni sono in generale meno  prodighe  nei
    propri consumi,  ma, su scala mondiale, l'impiego è di 1500 metri cubi
    a persona all'anno.  Tutta  questa  acqua,  però,  deve  essere  acqua
    "dolce". L'acqua del mare, così com'è, non serve per nessuno di questi
    usi.
    Naturalmente  sulla  Terra  c'è,  in assoluto,  una grande quantità di
    acqua dolce.  Meno del 3 per cento di tutta  l'acqua  esistente  sulla
    terra  è  dolce,  il  che  tuttavia  significa  ugualmente circa dieci
    milioni di metri cubi per  persona.  Certo,  i  tre  quarti  di  tutta
    quest'acqua  non sono disponibili per l'uso,  perché sono imprigionati
    nelle calotte polari permanenti che ricoprono il 10  per  cento  della
    superficie solida terrestre.
    L'acqua dolce esistente sulla terra allo stato liquido ammonta a circa
    2,4  milioni  di  metri  cubi a persona ed è continuamente reintegrata
    dall'acqua piovana,  che ammonta a 0,11  milioni  di  metri  cubi  per
    persona.  Se  ne  potrebbe  concludere  che  le  precipitazioni  annue
    forniscono 75 volte la quantità di acqua usata dalla  razza  umana,  e
    pertanto che l'acqua dolce è molto abbondante.
    Tuttavia,  la  maggior  parte  della pioggia cade sull'oceano o scende
    sotto forma di neve sulla banchisa polare. Inoltre parte della pioggia
    che cade sulla terraferma e resta liquida,  o diventa tale  quando  la
    temperatura  aumenta,  scorre  verso  il mare senza essere usata.  Una
    grande  quantità  di  acqua  che  cade  sulle  foreste  della  regione
    amazzonica  praticamente  non  viene  utilizzata affatto dagli uomini.
    Intanto la popolazione umana  cresce  in  continuazione  e  sta  anche
    sempre più inquinando le riserve di acqua dolce esistenti.
    Pertanto l'acqua dolce diventerà tra non molto tempo una merce rara, e
    l'umanità sta già cominciando a rivolgersi all'ultima fonte, l'oceano.
    E  possibile  distillare  l'acqua  marina,  facendola  evaporare e poi
    ricondensare,  in modo che si  separi  dalle  sostanze  disciolte;  la
    soluzione  migliore  sarebbe di usare a tale scopo il calore del sole.
    Queste  procedure  di  "desalinizzazione"  possono  essere  usate  per
    ottenere  acqua  dolce;  già  oggi le si usa là dove si può contare su
    un'irradiazione solare continua,  dove si dispone di combustibile  non
    troppo   costoso,   o  dove  non  c'è  altra  alternativa.   I  grandi
    transatlantici si riforniscono comunemente di acqua dolce  distillando
    l'acqua  del  mare,  e a questo scopo usano lo stesso combustibile che
    aziona i loro motori.
    Qualcuno ha anche proposto  di  trascinare  gruppi  di  iceberg  dalle
    regioni  polari  fino  ai  porti  delle  regioni  calde  e aride,  per
    utilizzare quanto resta del ghiaccio.
    Indubbiamente,  tuttavia,  il miglior  modo  di  sfruttare  le  nostre
    risorse   di   acqua  dolce  (come  qualsiasi  risorsa)  è  quello  di
    conservarle  accortamente,   di  ridurre  al  minimo  lo  sperpero   e
    l'inquinamento  e  di  cercare  di limitare la popolazione umana della
    terra.

    I fondali oceanici e le trasformazioni dei continenti.

    Per  quanto  riguarda  l'osservazione  diretta  degli  abissi  marini,
    sopravvive  una  sola  testimonianza  (non  si  sa  quanto  credibile)
    risalente all'antichità: il filosofo greco Posidonio avrebbe misurato,
    attorno al 100 avanti Cristo,  la profondità del Mediterraneo al largo
    della   Sardegna  e  avrebbe  trovato  una  profondità  di  circa  due
    chilometri.
    Non fu  comunque  che  nel  diciottesimo  secolo  che  gli  scienziati
    cominciarono  a studiare sistematicamente gli abissi marini allo scopo
    di conoscere le forme di vita  esistenti  nel  mare.  Nel  terz'ultimo
    decennio del Settecento, un biologo danese, Otto Frederik Muller, ideò
    una  draga  capace  di  portare alla superficie,  da parecchi metri di
    profondità, campioni di tali forme di vita.
    A usare una draga con  particolare  successo  fu  il  biologo  inglese
    Edward Forbes junior,  che,  durante il terzo decennio dell'Ottocento,
    molto scoprì sulle forme di vita marina del  Mare  del  Nord  e  degli
    altri bacini circostanti le isole britanniche.  Poi, nel 1841, durante
    una spedizione navale nel Mediterraneo orientale,  catturò una  stella
    marina a una profondità di più di 400 metri.
    I  vegetali  possono  vivere  solo nello strato superiore dell'oceano,
    perché la luce  solare  non  penetra  a  profondità  superiori  a  una
    settantina  di  metri.  Ma gli animali,  a loro volta,  possono trarre
    alimento, in definitiva, solo dalle piante;  pertanto Forbes pensò che
    la  vita  animale  non  potesse  sussistere  permanentemente  sotto il
    livello al quale arriva la vita vegetale.  Secondo  Forbes  il  limite
    della  vita marina era probabilmente a una profondità di 400 metri;  a
    profondità maggiori,  l'oceano doveva essere  assolutamente  privo  di
    vita.
    E  invece,  proprio  nel  periodo  in  cui  Forbes era arrivato a tali
    conclusioni,  l'esploratore britannico James  Clark  Ross,  viaggiando
    lungo  le  coste  dell'Antartide,   estrasse  forme  di  vita  da  una
    profondità di oltre 700 metri,  assai sotto  il  limite  stabilito  da
    Forbes.  Tuttavia,  l'Antartide  era  molto  lontana,  e quasi tutti i
    biologi seguitarono a condividere le idee di Forbes.
    Il fondo del mare diventò per la  prima  volta  oggetto  di  interesse
    pratico   per   l'umanità   (e   non  più  solo  motivo  di  curiosità
    intellettuale per pochi scienziati),  quando si decise la posa  di  un
    cavo telegrafico attraverso l'Atlantico.  Nel 1850,  Maury aveva ormai
    approntato una mappa  del  fondo  dell'Atlantico  proprio  per  questo
    scopo;  ci  vollero  quindici  anni,  contraddistinti  da fallimenti e
    interruzioni,  prima che l'impresa venisse effettivamente  compiuta  -
    sotto  la  guida  veramente irriducibile del finanziatore statunitense
    Cyrus West Field,  che profuse una fortuna in quest'impresa.  Oggi più
    di venti cavi attraversano l'Atlantico.
    Questa  iniziativa,  grazie a Maury,  segnò l'inizio dell'esplorazione
    sistematica del fondo del mare.  Dagli scandagli di Maury risultò  che
    l'Oceano  Atlantico era meno profondo al centro che vicino alle coste.
    La regione centrale meno profonda  venne  denominata  dall'oceanografo
    americano «Telegraph Plateau» in onore del cavo telegrafico.
    La  nave inglese "Bulldog" proseguì ed estese l'esplorazione del fondo
    marino iniziata da Maury;  essa salpò nel 1860 con a bordo  un  medico
    inglese,  George  C.  Wallich,  che,  mediante  una  draga,  portò  in
    superficie tredici stelle marine  da  una  profondità  di  quasi  2300
    metri.  Non  si  trattava  di  stelle marine andate a fondo dopo esser
    morte,  ma di animali vivi e  vegeti.  Wallich  riferì  subito  questa
    scoperta,  sottolineando  il fatto che la vita animale poteva esistere
    nel buio e nel freddo degli abissi marini,  anche senza che vi fossero
    piante.
    I  biologi erano ancora riluttanti a credere a questa possibilità;  ma
    un biologo scozzese, Charles W. Thomson, nel 1868 s'imbarcò sulla nave
    "Lightning" allo scopo di dragare le profondità dell'oceano, e catturò
    animali di tutti i tipi, mettendo così fine a ogni discussione. L'idea
    di Forbes che esistesse un limite inferiore al di sotto del quale  non
    fosse possibile la vita marina fu così abbandonata definitivamente.
    Thomson voleva determinare con precisione la profondità dell'oceano, e
    con  questo  obiettivo  prese  il  mare il 7 dicembre 1872 a bordo del
    "Challenger";    navigò   per   tre   anni   e   mezzo,    percorrendo
    complessivamente  125 mila chilometri.  Per la misura delle profondità
    oceaniche,  il "Challenger" non aveva  altro  sistema  che  quello  di
    antica memoria consistente nel calare alcuni chilometri di cavo con un
    peso all'estremità, finché esso raggiungeva il fondo. Vennero fatte in
    tal modo più di 370 misure. Purtroppo, però, questa procedura non solo
    è  incredibilmente laboriosa (per grandi profondità),  ma è anche poco
    precisa.  L'esplorazione dei fondali oceanici venne rivoluzionata  nel
    1922  con l'introduzione dell'"ecoscandaglio" che si avvale delle onde
    sonore;  per  spiegarne  il  funzionamento,  è  necessaria  una  breve
    digressione.
    Le   vibrazioni  meccaniche  originano  nella  materia  (per  esempio,
    nell'aria) onde  longitudinali,  alcune  delle  quali  possono  essere
    percepite  come  suoni.  Al  nostro  orecchio  le differenti lunghezze
    d'onda si presentano come suoni di differente altezza.  Il  suono  più
    grave  che  udiamo ha una lunghezza d'onda di 22 metri e una frequenza
    di 15 cicli al secondo.  Il suono più acuto che un adulto normale  può
    percepire corrisponde a una lunghezza d'onda di 2,2 centimetri e a una
    frequenza di 15 mila cicli al secondo.  (I bambini possono udire suoni
    leggermente più acuti.)
    L'assorbimento  del  suono  da  parte  dell'atmosfera  dipende   dalla
    lunghezza d'onda. Più grande è la lunghezza d'onda, minor assorbimento
    acustico  si  ha  da  parte  di  un dato spessore di aria.  Per questa
    ragione,  il suono delle sirene da nebbia è di tono  molto  basso,  in
    modo da essere udito il più lontano possibile.  La sirena di un grande
    transatlantico come la vecchia "Queen Mary"  ha  la  frequenza  di  27
    vibrazioni  al secondo,  cioè circa la stessa della nota più bassa del
    pianoforte.  Essa  può  essere  udita  a  una  distanza  di  circa  15
    chilometri,  e  rivelata da un'opportuna strumentazione a una distanza
    che va da 150 a 250 chilometri.
    Esistono inoltre dei suoni di tono più profondo di quanto noi siamo in
    grado di udire.  Alcuni dei suoni che accompagnano i  terremoti  o  le
    eruzioni  vulcaniche  appartengono  proprio  a  tale  intervallo degli
    "infrasuoni".  Queste vibrazioni possono compiere il giro della terra,
    talora anche più di una volta, prima di venir completamente assorbite.
    L'efficienza   con   cui   viene  riflesso  un  suono  è  inversamente
    proporzionale  alla  sua  lunghezza  d'onda:  minore  è  la  lunghezza
    dell'onda sonora, migliore è la riflessione. Onde sonore con frequenze
    superiori  a  quelle  dei  suoni  più acuti che possiamo udire vengono
    riflesse ancora meglio.  Alcuni animali sono in grado di  udire  suoni
    più  acuti  di  quelli  che  udiamo  noi,  e  si  avvalgono  di questa
    possibilità: i pipistrelli squittiscono emettendo onde  sonore  aventi
    frequenze  "ultrasoniche"  che  arrivano  a 130 mila cicli al secondo.
    Dalla direzione in cui i suoni riflessi sono più  forti  e  dal  tempo
    impiegato  dall'eco  per tornare indietro,  essi ricavano la posizione
    degli insetti da catturare e dei  rami  da  evitare.  E'  così  che  i
    pipistrelli sono in grado,  anche se accecati,  di volare con perfetta
    efficienza,  al contrario di quanto accadrebbe  se  venissero  privati
    dell'udito.  (Il  biologo italiano Lazzaro Spallanzani,  che per primo
    fece  questa  osservazione  nel  1793,  si  chiese  se  i  pipistrelli
    vedessero  con  le  orecchie,  e,  in  un  certo  senso,  si  potrebbe
    rispondere di sì.)
    Le focene,  come i guacharo (uccelli  che  vivono  nelle  caverne  del
    Venezuela),  usano  anch'essi  i  suoni  come  mezzi di localizzazione
    ("ecolocazione").   Poiché  a  questi  animali  serve  individuare  la
    posizione di oggetti più grossi,  essi possono usare a questo scopo le
    onde sonore (meno efficienti) della regione udibile. (Oggi si comincia
    a sospettare che i suoni complessi emessi da focene e delfini, animali
    che possiedono cervelli molto grandi,  possano essere usati per  scopi
    di  comunicazione  generale,  cioè,  in  termini  più  espliciti,  per
    parlare. Il biologo americano John C. Lilly ha indagato a fondo questa
    possibilità senza però arrivare a risultati conclusivi.)
    Per far uso delle proprietà degli ultrasuoni,  bisogna  prima  saperli
    produrre.  Un  esempio  di produzione e utilizzo su piccola scala è il
    "fischietto per cani" (realizzato per la prima volta nel  1883).  Esso
    produce  un  ultrasuono  di frequenza poco superiore a quelle udibili,
    che infatti può essere avvertito dai cani ma non dagli esseri umani.
    Una strada che offriva possibilità  molto  più  ampie  fu  aperta  dal
    chimico  francese Pierre Curie e da suo fratello Jacques,  i quali nel
    1880 scoprirono che esercitando una pressione su  certi  cristalli  si
    produceva  una tensione elettrica ("piezoelettricità").  Si verificava
    anche l'inverso: applicando un potenziale elettrico a un cristallo  di
    questo  tipo  si  produceva  una leggera contrazione,  simile a quella
    prodotta da una pressione ("elettrostrizione").  Dopo lo  sviluppo  di
    una  tecnica per produrre potenziali oscillanti molto rapidamente,  fu
    possibile far vibrare i cristalli abbastanza velocemente  da  produrre
    ultrasuoni.  Ciò  venne  realizzato  per  la  prima volta nel 1917 dal
    fisico francese  Paul  Langevin,  che  applicò  subito  le  eccellenti
    proprietà    di    riflessione    di    queste   onde   corte   sonore
    all'individuazione dei sottomarini - nonostante che nel  frattempo  la
    prima guerra mondiale fosse finita. Durante la seconda guerra mondiale
    questo  metodo  venne perfezionato,  e diede origine al "sonar" (dalle
    iniziali della espressione inglese  «sound  navigation  and  ranging»,
    cioè  apparecchiatura  per  la  navigazione  e la determinazione delle
    distanze mediante il suono).
    La determinazione della profondità del mare in base  alla  riflessione
    di  ultrasuoni  sostituì  il metodo dello scandaglio.  L'intervallo di
    tempo fra l'invio di un segnale (un impulso brevissimo) e  il  ritorno
    della  sua eco dà una misura della distanza del fondo.  L'unico errore
    possibile è dovuto all'eventualità di una falsa  eco,  causata  da  un
    banco  di  pesci  o  da  qualche altro ostacolo (ma proprio per questa
    ragione lo strumento è utile per le imbarcazioni da pesca).
    Il metodo dell'ecoscandaglio,  oltre a essere  rapido  e  conveniente,
    consente  anche di tracciare un profilo continuo del fondo al di sopra
    del quale la nave si  sposta;  in  tal  modo  gli  oceanografi  stanno
    approntando un quadro generale della topografia sottomarina. In cinque
    minuti  si  possono  raccogliere più dati di quanti il "Challenger" ne
    poteva ottenere in tutto un viaggio.
    La prima imbarcazione che  fece  questo  uso  del  sonar  fu  la  nave
    oceanografica  "Meteor",  che studiò l'Oceano Atlantico nel 1922.  Già
    nel 1925 era evidente che il fondale dell'oceano non era assolutamente
    piatto e uniforme,  e che  il  Telegraph  Plateau  di  Maury  non  era
    delimitato  da dolci pendii,  ma era anzi una vera e propria catena di
    montagne,  più lunga e più accidentata di  qualsiasi  catena  montuosa
    sulla  terraferma.  Essa  si  snodava  attraverso  tutta  la lunghezza
    dell'Atlantico,  e le sue vette più alte emergevano dalle acque  sotto
    forma di isole,  come le Azzorre,  Ascensione e Tristan da Cunha. Tale
    catena venne denominata Dorsale medio-atlantica.
    Con il passare  del  tempo  si  fecero  altre  scoperte  sensazionali.
    L'isola  di Hawaii è la vetta di una montagna sottomarina alta 10 mila
    metri dalla sua base sommersa - più  alta  quindi  di  qualsiasi  cima
    himalayana.  Si  può  dunque  dire che Hawaii sia la più alta montagna
    della terra.  Vi sono anche numerosi  coni  a  cima  piatta,  chiamati
    montagne  sottomarine  o  "guyot",  in  onore  del  geografo svizzero-
    americano Arnold Henry Guyot,  che introdusse la geografia scientifica
    negli Stati Uniti, quando vi immigrò nel 1848. Le montagne sottomarine
    furono  scoperte  durante  la  seconda  guerra  mondiale  dal  geologo
    americano  Harry  Hammond  Hess,   che  ne  individuò  19  in   rapida
    successione. Ne esistono almeno 10 mila, soprattutto nel Pacifico; una
    di esse,  scoperta nel 1964 immediatamente a sud dell'isola di Wake, è
    alta più di 4000 metri.
    Vi sono poi le fosse oceaniche,  profonde più di 6000  metri,  in  cui
    scomparirebbe  anche  il Grand Canyon.  Esse sono tutte situate vicino
    agli arcipelaghi e coprono una superficie totale pari all'un per cento
    circa del fondale oceanico. Potrebbe sembrare poca cosa,  ma in realtà
    si  tratta  di  una  superficie  uguale  alla  metà degli Stati Uniti;
    inoltre le fosse contengono quindici volte la  quantità  di  acqua  di
    tutti  i  fiumi  e  i laghi del mondo.  Le più profonde si trovano nel
    Pacifico, e corrono parallele agli arcipelaghi delle Filippine,  delle
    Marianne, delle Kurili, delle Salomone e delle Aleutine. Vi sono altre
    grandi  fosse  nell'Atlantico,  al  largo  delle Antille e delle isole
    Sandwich del  Sud,  e  ve  ne  è  una  nell'Oceano  Indiano  al  largo
    dell'arcipelago indonesiano.
    Oltre alle fosse, gli oceanografi hanno rilevato la presenza sul fondo
    oceanico  di  canyon,  talvolta  lunghi  migliaia  di chilometri,  che
    assomigliano a letti  di  fiumi.  Alcuni  di  questi  sembrano  essere
    veramente  prolungamenti  dei  fiumi  di  terraferma  - soprattutto un
    canyon che,  a partire  dalla  foce  del  fiume  Hudson,  si  addentra
    nell'Atlantico. Gli studi oceanografici dell'Oceano Indiano negli anni
    sessanta  hanno  individuato  almeno  una  ventina  di  queste  enormi
    incisioni solo nel golfo del Bengala.  E' attraente l'ipotesi che esse
    fossero un tempo letti di fiumi di terraferma, quando l'oceano era più
    basso  di  oggi.  Alcuni  di  questi  canali sottomarini,  però,  sono
    talmente al di sotto dell'attuale livello del mare  che  è  del  tutto
    inverosimile che siano mai stati fuori dall'oceano.  Recentemente vari
    oceanografi - soprattutto William Maurice Ewing e Bruce Charles Heezen
    - hanno avanzato un'altra teoria: che i canyon subacquei  siano  stati
    scavati da flussi turbolenti ("correnti di torbidità") di acqua carica
    di  terra,  che  si sarebbe precipitata lungo le scarpate continentali
    con velocità fino a 100 chilometri all'ora.  Una corrente del  genere,
    che  richiamò sul problema l'attenzione degli scienziati,  si verificò
    nel 1929 dopo un terremoto al largo di Terranova,  strappando parecchi
    cavi e creando non poche difficoltà.
    La  Dorsale  medio-atlantica continuò a riservare sorprese;  ulteriori
    scandagli condotti in altri punti mostrarono che essa andava al di  là
    dell'Atlantico:  raggiuntane  l'estremità meridionale,  girava intorno
    all'Africa  dirigendosi   poi,   attraverso   la   parte   occidentale
    dell'Oceano Indiano, verso l'Arabia. Nell'Oceano Indiano centrale essa
    si biforcava, continuando a sud dell'Australia e della Nuova Zelanda e
    poi  si  dirigeva verso nord,  descrivendo così un ampio cerchio tutto
    attorno all'Oceano Pacifico. Quella che era stata ritenuta una dorsale
    atlantica si rivelò una dorsale oceanica generale.  Inoltre,  sotto un
    aspetto abbastanza fondamentale, essa differisce dalle catene montuose
    situate   sui   continenti:   mentre  quest'ultime  sono  formate  dal
    corrugamento delle rocce sedimentarie,  l'immensa  catena  oceanica  è
    fatta  di  basalto,  spinto  verso l'alto dagli strati inferiori,  che
    hanno temperature altissime.
    Dopo la seconda guerra mondiale,  il fondale oceanico  venne  studiato
    nei  particolari  con  rinnovata energia da Ewing e Heezen.  Scandagli
    accurati effettuati nel 1953 mostrarono,  con grande stupore  dei  due
    studiosi,  che  un  profondo  canyon  correva  lungo tutta la dorsale,
    proprio nella sua zona centrale; alla fine ci si rese conto che questo
    canyon era presente in tutti i segmenti della Dorsale  medio-oceanica,
    tanto  che  talora viene chiamato Grande Rift (fenditura) Globale.  In
    alcuni luoghi esso si avvicina  molto  alla  terraferma:  esso  risale
    lungo tutto il Mar Rosso tra l'Africa e l'Arabia, sfiora le sponde del
    Pacifico  nel  golfo di California e risale lungo le coste dello stato
    della California.
    Sulle prime, sembrò che il Rift potesse essere continuo,  una frattura
    lunga 65 mila chilometri nella crosta terrestre.  Tuttavia, uno studio
    più attento mostrò che esso  è  formato  da  brevi  segmenti  diritti,
    separati  l'uno  dall'altro  come  se  delle  scosse sismiche avessero
    distanziato ogni sezione da quella contigua.  In  effetti,  è  proprio
    lungo  il  Rift  che  si  è  notata  una  maggior  frequenza di scosse
    telluriche di fenomeni vulcanici.
    Il Rift rappresenta quindi un punto debole attraverso il quale  roccia
    fusa  caldissima ("magma") sgorga lentamente dall'interno della terra,
    si raffredda e si accumula formando la dorsale,  per  poi  diffondersi
    ulteriormente.  Tale  diffusione  può  raggiungere  la  velocità di 16
    centimetri all'anno;  quindi  l'intero  fondale  dell'Oceano  Pacifico
    potrebbe venir ricoperto di un nuovo strato in 100 milioni di anni.  I
    sedimenti  estratti  dai  fondali   oceanici,   effettivamente,   sono
    risultati  raramente  più antichi di tale data,  il che non è privo di
    significato  dato  che  il  nostro   pianeta   ha   una   vita   lunga
    quarantacinque volte tanto.  Per una spiegazione, si deve ricorrere al
    concetto di "espansione del fondale marino".
    Si comprese ben presto che la crosta  terrestre  è  divisa  in  grandi
    zolle (o placche), separate l'una dall'altra dal Grande Rift Globale e
    dalle  sue  diramazioni.  Tali  placche  sono  state denominate "zolle
    tettoniche",  da una parola greca che significa «carpentiere»,  perché
    esse apparivano connesse con molta arte, in modo da formare una crosta
    apparentemente priva di discontinuità. Lo studio dell'evoluzione della
    crosta  terrestre  in funzione di queste zolle ha quindi preso il nome
    di "tettonica a zolle".
    Esistono sei grandi zolle tettoniche e parecchie  altre  più  piccole;
    ben  presto  fu  evidente  che i terremoti avvengono di solito lungo i
    loro margini.  Ai margini della zolla del  Pacifico  (che  include  la
    maggior  parte  di  tale  oceano)  si  trovano,  per esempio,  le zone
    sismiche delle Indie orientali, delle isole giapponesi,  dell'Alaska e
    della California,  e così via.  La frontiera mediterranea tra le zolle
    eurasiatica e africana è seconda solo a quella del Pacifico  quanto  a
    memorabili terremoti.
    Inoltre,  anche  le  "faglie"  che  erano  state scoperte nella crosta
    terrestre, cioè le profonde fessure nelle quali le rocce situate su un
    versante  possono  periodicamente  scorrere  contro   quelle   situate
    sull'altro versante, producendo i terremoti, erano situate - si scoprì
    ben  presto  -  sul margine tra zolla e zolla e sulle ramificazioni di
    tali margini.  La più famosa di queste faglie,  quella di Sant'Andrea,
    che  corre  lungo tutta la costa della California,  da San Francisco a
    Los Angeles,  fa parte del margine tra la zolla americana e quella del
    Pacifico.
    Cosa si può dire,  allora,  della deriva dei continenti di Wegener? Se
    si considera una sola zolla,  è chiaro che gli oggetti che si  trovano
    su  di  essa  non  possono cambiare di posizione o andare alla deriva;
    essi sono tenuti fissi dalla rigidità del basalto (come avevano  fatto
    osservare gli oppositori di Wegener). Inoltre, anche le zolle contigue
    risultano  incastrate  l'una  nell'altra  così  rigidamente,  che  era
    difficile immaginare che qualcosa potesse farle spostare.
    La soluzione venne da un'altra considerazione. In corrispondenza delle
    frontiere tra zolla e zolla non soltanto si verificano  con  frequenza
    terremoti,  ma sono anche numerosi i vulcani.  In effetti le coste del
    Pacifico,  che seguono da vicino il margine  della  rispettiva  zolla,
    sono talmente costellate di vulcani,  attivi o no, che a tutta la zona
    è stato dato il nome di "cerchio di fuoco".
    Non potrebbe allora darsi che il magma sgorghi dagli strati profondi e
    caldi della terra, aprendosi un varco attraverso le fratture esistenti
    tra una zolla tettonica e l'altra,  fratture che rappresentano  quindi
    dei  punti  deboli nella crosta terrestre,  per il resto compatta?  In
    particolare,   potrebbe  darsi  che  il  magma  fluisca  verso  l'alto
    sgorgando  con  molta  lentezza attraverso il Rift medio-atlantico,  e
    solidificandosi poi a contatto delle acque  dell'oceano,  in  modo  da
    formare, su entrambi i bordi del Rift, la Dorsale medio-atlantica.
    Possiamo  spingerci  oltre:  forse  il magma,  salendo in superficie e
    solidificandosi,  ha esercitato una pressione che ha allontanato l'una
    dall'altra  le  zolle;  in  tal  caso,  esso  sarebbe  riuscito  a far
    distanziare  l'Africa  e  l'America  meridionale  a  sud,  l'Europa  e
    l'America settentrionale a nord, spezzando così Pangea e dando origine
    all'Oceano  Atlantico,  che in seguito si sarebbe sempre più ampliato.
    Anche Europa e Africa si sarebbero allontanate in questo  modo,  dando
    luogo  alla  formazione del Mediterraneo e del Mar Rosso.  Dal momento
    che il fondo  dell'oceano  si  sarebbe,  come  conseguenza,  ampliato,
    questo  effetto  è stato chiamato "espansione del fondale marino" ed è
    stato ipotizzato per la prima volta da H. H.  Hess e Robert S.  Dietz,
    nel  1960.  I  continenti  dunque  non galleggiano,  né si allontanano
    andando alla deriva,  come aveva pensato Wegener,  ma,  secondo questa
    ipotesi, sono solidali con le zolle, che vengono allontanate a forza.
    Come  era  possibile  dimostrare la dilatazione del fondale marino?  A
    cominciare dal 1963 si studiarono le  proprietà  magnetiche  di  rocce
    prelevate  dai fondali oceanici sui due lati del Rift medio-atlantico.
    La distribuzione di tali  proprietà  variava  con  la  distanza  dallo
    stesso  Rift,   presentando  però  una  simmetria  perfetta,  come  in
    un'immagine speculare,  fra un versante e l'altro.  Era  evidente  che
    tali  rocce  erano  più  giovani  vicino  al Rift,  mentre diventavano
    gradualmente più vecchie via via che ci si allontanava dai lati  della
    frattura.
    Si  è  potuto  in  questo  modo stimare che,  attualmente,  il fondale
    dell'Atlantico si  sta  dilatando  di  poco  meno  di  2,5  centimetri
    all'anno;  su  tale  base  si è potuta determinare approssimativamente
    l'epoca in cui cominciò a formarsi l'Oceano  Atlantico.  Sotto  questo
    aspetto, come sotto altri, lo studio delle zolle tettoniche e dei loro
    spostamenti  ha  completamente  rivoluzionato la geologia negli ultimi
    venti anni.
    Naturalmente,  se due zolle vengono allontanate a forza,  ciascuna  di
    esse  deve essere compressa contro un'altra dalla parte opposta,  dato
    che le zolle sono perfettamente incastrate  l'una  nell'altra.  Quando
    due  zolle  si  avvicinano  lentamente  (alla velocità di non più di 5
    centimetri circa all'anno),  la crosta si deforma e si corruga in su e
    in giù,  formando le montagne e le loro "radici".  Così, sembra che la
    catena dell'Himalaya si sia  formata  quando  la  zolla  che  sostiene
    l'India  è  entrata  lentamente  in contatto con la zolla che regge il
    resto dell'Asia.
    Quando,  invece,  due zolle si  avvicinano  con  troppa  rapidità  per
    consentire  che  si  produca un corrugamento,  la superficie di una di
    esse può  infilarsi  sotto  la  superficie  dell'altra,  formando  una
    profonda  fossa,  una  fila di isole e favorendo l'attività vulcanica.
    Fosse ed isole così disposte caratterizzano, per esempio,  il Pacifico
    occidentale.
    Le  zolle  si  allontanano  per  effetto della dilatazione del fondale
    marino; per la stessa ragione in altri casi vanno ravvicinandosi l'una
    all'altra.   Il  Rift  attraversa  l'Islanda  occidentale,   che   sta
    spezzandosi,  anche  se molto lentamente.  Un'altra zona in cui si sta
    verificando un allontanamento è il Mar Rosso,  un  mare  relativamente
    giovane, che deve la sua esistenza al fatto che l'Africa e l'Arabia si
    sono  già  alquanto  allontanate  l'una  dall'altra;  infatti,  se  si
    immagina di accostare le  loro  coste,  esse  combaciano  molto  bene.
    Questo processo è tuttora in corso,  così che,  in un certo senso,  il
    Mar  Rosso  si  può  considerare  come  un  nuovo  oceano  in  via  di
    formazione.  La  presenza di un fenomeno attivo di emersione del magma
    nel Mar Rosso è indicata dal fatto che sul fondo di quel mare vi  sono
    delle  zone  che  raggiungono  una  temperatura  di  56  gradi C e una
    concentrazione salina almeno  quintupla  della  norma,  come  è  stato
    scoperto nel 1965.
    Presumibilmente,  c'è  stato  un  ciclo  lungo e molto lento in cui il
    magma risaliva verso la superficie obbligando in certe zone le zolle a
    distanziarsi,  mentre altrove le zolle venivano a contatto  tra  loro,
    spingendo  la  crosta  verso  il  basso e trasformandola nuovamente in
    magma.  Nel corso di questo processo  i  continenti  si  sono  riuniti
    formando  un'unica  massa  di  terra,  e  in  seguito  sono  tornati a
    staccarsi,  non una sola volta,  ma  più  volte,  mentre  montagne  si
    formavano  e  venivano  cancellate,  abissi  oceanici  si  aprivano  e
    venivano colmati, vulcani nascevano e si estinguevano. La terra è viva
    dal punto di vista geologico, non meno che da quello biologico.
    I geologi  oggi  possono  perfino  ricostruire  il  corso  dell'ultima
    suddivisione di Pangea, anche se ancora in maniera approssimativa. Una
    prima  frattura  si  verificò  seguendo  una linea est-ovest.  La metà
    settentrionale di Pangea  -  che  comprendeva  quelle  che  oggi  sono
    l'America  del  Nord,  l'Europa  e  l'Asia  -  viene  talora  chiamata
    Laurasia, perché le rocce di superficie geologicamente più antiche del
    Nordamerica sono quelle delle Laurentian Highlands,  a nord del  fiume
    San Lorenzo.
    La  metà  meridionale - che comprendeva quelle che oggi sono l'America
    del Sud, l'Africa, l'India, l'Australia e l'Antartide - viene chiamata
    Gondwana (un nome inventato nell'ultimo decennio del secolo scorso  da
    un  geologo austriaco,  Edward Suess,  il quale lo prese a prestito da
    una regione dell'India e  lo  inserì  in  una  teoria  dell'evoluzione
    geologica che a quei tempi sembrò ragionevole, mentre oggi è risultata
    erronea).
    Circa  200  milioni  di  anni  orsono,  cominciò  l'allontanamento del
    Nordamerica dall'Eurasia; e 150 milioni di anni orsono,  il Sudamerica
    cominciò  ad  allontanarsi  dall'Africa - e infine i due continenti si
    saldarono mediante l'America centrale.  Le masse continentali  vennero
    sospinte  verso  nord nel corso della loro separazione,  finché le due
    metà di Laurasia finirono per cingere la regione artica.
    Circa 110 milioni di anni orsono la porzione orientale di Gondwana  si
    spezzò  in  più  frammenti:  il  Madagascar,  l'India,  l'Antartide  e
    l'Australia.  Il Madagascar  restò  molto  vicino  all'Africa,  mentre
    l'India  si allontanò più di quanto avesse fatto qualsiasi altra massa
    di terra fin dall'inizio dell'ultima suddivisione di Pangea:  essa  si
    spostò   di   8800  chilometri  verso  nord,   saldandosi  con  l'Asia
    meridionale  e  formando  le  montagne  dell'Himalaya,   il  Pamir   e
    l'altopiano  tibetano  -  l'area  montuosa  più  giovane ed estesa che
    esista sulla terra, e anche la più suggestiva.
    E' probabile che Antartide e Australia si siano separate  soltanto  40
    milioni di anni fa: l'Antartide si spostò verso sud,  andando incontro
    al suo gelido destino;  l'Australia si  sta  tuttora  spostando  verso
    nord.

    La vita negli abissi marini.

    Dopo la seconda guerra mondiale l'esplorazione degli abissi marini non
    ha   conosciuto   soste.   Un  apparecchio  per  l'ascolto  subacqueo,
    l'"idrofono",  ha mostrato negli ultimi anni che  le  creature  marine
    grugniscono, emettono suoni lamentosi, gridi o schiocchi e in generale
    fanno  degli  abissi  oceanici  un  luogo  ancor  più  incredibilmente
    rumoroso della terraferma.
    Un nuovo "Challenger" sondò  la  fossa  delle  Marianne  nel  Pacifico
    occidentale  nel  1951 e trovò che essa (e non la fossa al largo delle
    Filippine) era lo squarcio più profondo della crosta  terrestre;  oggi
    la  sua  zona  più profonda viene chiamata "Challenger Deep";  essa si
    inabissa fino a 11 mila metri,  tanto che,  se vi venisse  immerso  il
    Monte  Everest,  la sua vetta sarebbe coperta da più di due chilometri
    di acqua.  Eppure il Challenger portò a galla dal fondo  degli  abissi
    dei  batteri  apparentemente  molto  simili  a  quelli  che  vivono in
    superficie, che però non possono vivere a una pressione minore di 1000
    atmosfere!
    Le creature delle fosse sono talmente adattate alle  grandi  pressioni
    di  questi  abissi  che  non  ne possono uscire;  in pratica,  vi sono
    imprigionate come in un'isola.  Hanno subìto  un'evoluzione  separata;
    tuttavia,  hanno  con  altri  organismi  sufficienti  affinità per far
    pensare che la loro evoluzione negli abissi non risalga a troppo tempo
    fa.  Si può immaginare che certi gruppi di  creature  oceaniche  siano
    stati  obbligati a vivere a profondità ancora maggiori della pressione
    competitiva,  così come altri gruppi sono stati obbligati a vivere  in
    zone situate più in alto,  all'altezza della piattaforma continentale,
    finché emersero sulla  terraferma.  Mentre  i  primi  si  sono  dovuti
    adattare  alle  alte  pressioni,  i  secondi  si  sono dovuti adattare
    all'assenza di acqua.  Tutto considerato,  è stato forse  quest'ultimo
    l'adattamento più difficile da compiersi;  pertanto non ci si dovrebbe
    meravigliare dell'esistenza della vita negli abissi marini.
    La vita in questi abissi è sicuramente meno rigogliosa che nelle  zone
    più prossime alla superficie.  La densità di materia vivente per unità
    di volume al di sotto dei 7 chilometri di profondità è solo un  decimo
    di  quella  che  si  stima esservi a 3 chilometri.  Inoltre sotto ai 7
    chilometri i carnivori sono scarsi,  o forse  del  tutto  inesistenti,
    dato che non vi sono prede sufficienti a nutrirli.  Abbondano invece i
    saprofiti,   che  mangiano  qualsiasi  sostanza  organica  riescano  a
    trovare.  Si  può  desumere quanto sia recente la colonizzazione degli
    abissi dal fatto che nessuna delle specie ivi trovate si è  sviluppata
    prima di 200 milioni di anni fa, mentre la maggior parte ha una storia
    di  non  più  di  50 milioni di anni.  E' solo all'inizio dell'era dei
    dinosauri che le zone più profonde dell'oceano,  fino ad allora  prive
    di organismi, sono state definitivamente conquistate dalla vita.
    Tuttavia,  alcuni  degli organismi che popolarono gli abissi marini vi
    sono sopravvissuti, mentre i loro parenti più prossimi alla superficie
    si sono estinti: ciò fu dimostrato in modo spettacolare verso la  fine
    degli  anni  trenta.  Il 25 dicembre 1938,  un peschereccio catturò al
    largo del Sudafrica uno strano pesce lungo circa un metro e mezzo.  La
    strana  caratteristica  di  questo  pesce  era  che le sue pinne erano
    attaccate a dei  lobi  carnosi  anziché  direttamente  al  corpo.  Uno
    zoologo sudafricano,  J.  L.  B. Smith, che ebbe la fortuna di poterlo
    esaminare,  si rese conto che si trattava di un impareggiabile  regalo
    di Natale.  Era un "celacantide",  un pesce primordiale ritenuto dagli
    zoologi estinto da 70 milioni di anni,  un esemplare di una specie che
    si pensava scomparsa dalla terra prima che essa divenisse il regno dei
    dinosauri.
    La  seconda  guerra mondiale interruppe la ricerca di altri celacanti,
    ma nel 1952 ne fu pescato un secondo,  di  un  genere  differente,  al
    largo  del Madagascar.  Successivamente ne sono stati trovati parecchi
    altri.  Essendo adattato alla vita in acque  abbastanza  profonde,  il
    celacanto muore poco dopo essere stato portato in superficie.
    Gli   evoluzionisti  hanno  studiato  con  particolare  interesse  gli
    esemplari di celacanto perché è da questo pesce che si sono evoluti  i
    primi anfibi;  in altri termini, il celacanto è un discendente diretto
    dei nostri progenitori acquatici.
    Una scoperta ancora più emozionante fu  fatta  alla  fine  degli  anni
    settanta:  sul  fondale  oceanico  vi sono dei "punti caldi" in cui il
    magma bollente del mantello  risale  insolitamente  vicino  al  limite
    superiore della crosta e riscalda l'acqua sovrastante.
    Dal 1977,  a bordo di un sottomarino progettato per grandi profondità,
    alcuni scienziati incominciarono a studiare il  fondale  marino  nelle
    vicinanze   dei   punti   caldi   a   est   delle  isole  Galapagos  e
    all'imboccatura del golfo di California.  In quest'ultimo  punto,  gli
    scienziati  scoprirono  dei  camini,  dai  quali  salgono verso l'alto
    fiotti bollenti di fango e fumi,  che saturano le acque circostanti di
    sostanze minerali.
    Si tratta di minerali ricchi di zolfo;  così,  le zone vicine a questi
    punti caldi sono ricche di specie di batteri  che  traggono  l'energia
    loro  necessaria  da  reazioni  chimiche  in  cui intervengono zolfo e
    calore, anziché dalla luce solare. Di questi batteri si nutrono alcuni
    animali di piccole dimensioni che, a loro volta, rappresentano il cibo
    di animali più grandi.
    Ci si trovò così di fronte a una catena di  forme  viventi  del  tutto
    nuova,  in  quanto  non  dipendeva dalle cellule vegetali degli strati
    superiori del mare. Anche in totale assenza della luce solare,  questa
    catena  potrebbe esistere,  purché dall'interno della terra seguitasse
    questo flusso verso l'alto  di  calore  e  minerali;  pertanto  questa
    catena vitale può esistere solo vicino ai punti caldi.
    Molluschi  bivalvi,   granchi,  vermi  di  vario  tipo,  alcuni  anche
    piuttosto grandi,  furono recuperati in queste zone del fondale marino
    e   successivamente   studiati.   Essi   prosperavano   in  acque  che
    risulterebbero letali per qualsiasi specie non adattata al particolare
    ambiente chimico locale.

    Immersioni a grande profondità.

    Quanto si è detto conferma che il modo ideale di studiare  gli  abissi
    marini  consiste  nell'andare  direttamente  sul  posto;  ma  l'acqua,
    ovviamente, non è un ambiente molto adatto per noi. Fin dall'antichità
    vi sono stati uomini che hanno messo alla prova le  proprie  capacità,
    riuscendo  a  scendere  fino  a  una  ventina  di metri sott'acqua e a
    restare in immersione anche per un paio di minuti.  Ma senza aiuto  il
    corpo umano non può migliorare di molto queste prestazioni.
    Negli anni trenta,  occhialoni, pinne di gomma e boccagli (brevi tubi,
    di cui un'estremità vien tenuta in bocca mentre l'altra  emerge  sopra
    il  pelo  dell'acqua) consentirono di nuotare sott'acqua per tempi più
    lunghi e con disinvoltura.  Si trattava ancora soltanto di "immersioni
    subacquee  a  piccola  profondità",  di poco sotto alla superficie del
    mare.
    Nel 1943, l'ufficiale della Marina francese Jacques Yves Cousteau ideò
    un nuovo sistema per  migliorare  l'immersione.  Esso  consisteva  nel
    munirsi  di  un cilindro di aria compressa,  che,  una volta espirata,
    poteva essere  riciclata  e  resa  nuovamente  respirabile,  facendola
    circolare  attraverso  sostanze  chimiche  che  assorbivano l'anidride
    carbonica.  Era nato così l'"autorespiratore",  e con  esso  lo  sport
    dell'immersione  subacquea,  che ebbe grande diffusione dopo la guerra
    (in inglese fu chiamato "scuba  diving",  dove  la  parola  "scuba"  è
    un'abbreviazione  di  «self-contained underwater breathing apparatus»,
    cioè «apparecchiatura autosufficiente per la respirazione subacquea»).
    Un «sub» esperto può raggiungere una profondità di 60 metri,  che però
    è ancora molto poco se si pensa alla profondità dell'oceano.
    Il primo scafandro praticamente utilizzabile fu progettato nel 1830 da
    Augustus Siebe.  Oggi, con uno scafandro moderno, si può scendere fino
    alla profondità di una novantina  di  metri.  Lo  scafandro  racchiude
    completamente  il  corpo  umano,  ma  si può pensare a qualcosa di più
    efficiente: un'imbarcazione adatta agli spostamenti subacquei, insomma
    un sottomarino.
    Un primo sottomarino effettivamente capace di rimanere sott'acqua  per
    un  tempo  ragionevole senza che la persona al suo interno perisse era
    stato costruito già  nel  1620  da  un  inventore  olandese,  Cornelis
    Drebbel.  Tuttavia,  perché  un sommergibile fosse di utilità pratica,
    doveva essere azionato da qualcosa di  diverso  da  un'elica  mossa  a
    mano.  La  forza  motrice  del  vapore non poteva essere utilizzata in
    questo  caso,   perché  il  combustibile  non  può   essere   bruciato
    nell'ambiente chiuso e povero di aria di un sottomarino.  Occorreva un
    motore azionato dall'elettricità di un accumulatore.
    Un sommergibile elettrico fu costruito per la prima volta nel 1886. La
    batteria doveva essere ricaricata periodicamente,  ma  lo  spazio  che
    poteva  esser  percorso  tra  una carica e l'altra si aggirava sui 130
    chilometri.  Quando scoppiò la prima guerra mondiale tutte le maggiori
    potenze europee avevano i propri sottomarini, che usarono nelle azioni
    belliche.  Tuttavia, questi primi sommergibili non erano molto robusti
    e non potevano scendere a grandi profondità.
    Nel 1934 Charles William Beebe riuscì a scendere fino a 900  metri  di
    profondità  nella  sua  "batisfera",  una  piccola  imbarcazione dalle
    pareti molto spesse,  dotata di riserve  di  ossigeno  e  di  prodotti
    chimici atti ad assorbire l'anidride carbonica.
    La  batisfera  era  una  cabina  incapace di muoversi,  collegata a un
    battello di superficie mediante un cavo (dalla cui integrità dipendeva
    la sopravvivenza).  Occorreva invece un'imbarcazione manovrabile negli
    abissi;   un  mezzo  con  tali  caratteristiche,  il  "batiscafo",  fu
    inventato nel 1947 dal fisico svizzero Auguste Piccard.  Costruito per
    resistere  a  enormi  pressioni,  faceva uso di una pesante zavorra di
    palline di ferro (rapidamente sganciabile in caso  di  emergenza)  per
    scendere,   e   di   un  «pallone»  contenente  benzina  (più  leggera
    dell'acqua) per galleggiare e  mantenere  la  stabilità.  Nella  prima
    prova, effettuata nel 1948 al largo di Dakar, nell'Africa occidentale,
    il batiscafo (senza uomini a bordo) scese fino a quasi 1400 metri.  In
    quello stesso anno anche  un  collaboratore  di  Beebe,  Otis  Barton,
    s'immerse  fino  a  circa  1400 metri di profondità facendo uso di una
    batisfera modificata, chiamata "bentoscopio".
    In seguito Piccard,  con  il  figlio  Jacques,  costruì  una  versione
    migliorata  del  batiscafo,  che  battezzò  "Trieste" in quanto quella
    città aveva contribuito a finanziarne la costruzione. Nel 1953 Piccard
    discese fino a 4000 metri nelle acque del Mediterraneo.
    Il "Trieste" venne acquistato dalla Marina degli Stati Uniti per  fini
    di  ricerca.  Il  14  gennaio 1960,  Jacques Piccard e un ufficiale di
    Marina,  Don Walsh,  lo portarono fino  al  fondo  della  fossa  delle
    Marianne,  scendendo  nell'abisso  più  profondo della terra,  a oltre
    11000 metri sotto il livello del mare. Laggiù, nonostante la pressione
    di 1100 atmosfere,  essi trovarono correnti marine ed esseri  viventi.
    La  prima  creatura  che  avvistarono fu un vertebrato,  una specie di
    pesce-passera, lungo una trentina di centimetri e provvisto di occhi.
    Nel 1964, il batiscafo "Archimede",  di proprietà francese,  compì tre
    viaggi sul fondo della fossa di Portorico, che, con i suoi 8500 metri,
    è  l'abisso  più profondo dell'Atlantico.  Anche laggiù ogni decimetro
    quadrato di fondale aveva  le  sue  forme  di  vita.  Cosa  abbastanza
    strana, il fondo non scendeva gradualmente verso l'abisso, ma sembrava
    terrazzato, come una gigantesca e larghissima scalinata.

    LE CALOTTE POLARI.
    Le regioni più estreme del nostro pianeta hanno sempre affascinato gli
    esseri  umani,  e  uno dei capitoli più avventurosi della storia della
    scienza è stata l'esplorazione delle regioni  polari.  Queste  regioni
    sono  ricche  di  fascino,  di  fenomeni spettacolari,  e cruciali per
    l'umanità: le  straordinarie  aurore  boreali,  il  freddo  estremo  e
    soprattutto le immense calotte di ghiaccio,  che sono determinanti per
    il clima del pianeta e per il nostro modo di vivere.
    L'impulso a raggiungere i poli  sorse  piuttosto  tardi  nella  storia
    dell'umanità.  Esso  ebbe inizio nell'epoca delle grandi esplorazioni,
    dopo la scoperta dell'America da parte di Cristoforo Colombo.  I primi
    esploratori  artici andavano soprattutto alla ricerca di una rotta che
    permettesse   di   circumnavigare   l'estremità   settentrionale   del
    continente  americano.   Inseguendo  questo  miraggio,  il  navigatore
    inglese Henry Hudson (al servizio del governo olandese) trovò la  baia
    che prese il suo nome,  e al tempo stesso la morte, nel 1610. Sei anni
    più tardi un altro navigatore inglese,  William Baffin,  scoprì quella
    che  venne  poi  chiamata  baia  di  Baffin,  spingendosi  fino a 1300
    chilometri dal polo  nord.  Infine,  negli  anni  dal  1846  al  1848,
    l'esploratore  britannico  John  Franklin  si aprì una strada lungo la
    costa settentrionale del Canada e scoprì  il  Passaggio  di  Nordovest
    (che  allora  era  assolutamente  inutilizzabile per le navi).  Questa
    impresa gli costò la vita.
    Seguì un mezzo secolo di sforzi per raggiungere il polo nord, motivati
    in gran parte da puro spirito d'avventura e dal desiderio di essere  i
    primi ad arrivarvi.  Nel 1873 gli esploratori austriaci Julius Payer e
    Carl Weyprecht si spinsero fino a mille chilometri circa  dal  polo  e
    diedero  a  un  gruppo  di  isole da loro scoperte il nome di Terra di
    Francesco Giuseppe,  in onore dell'imperatore austriaco di quel tempo.
    Nel  1896  l'esploratore  norvegese  Fridtjof  Nansen  riuscì  a farsi
    trasportare dal ghiaccio  artico  fino  a  500  chilometri  dal  polo.
    Infine,  il 6 aprile 1909,  l'esploratore americano Robert Edwin Peary
    raggiunse il polo stesso.
    Oggigiorno il polo nord ha perso quasi tutto il suo alone di  mistero:
    esso   è  ormai  stato  esplorato  sopra  il  ghiaccio,   dall'aria  e
    sott'acqua.  Richard Evelyn Byrd e Floyd  Bennett  furono  i  primi  a
    sorvolarlo,  nel  1926,  e  diversi  sottomarini  hanno solcato le sue
    acque.
    Nel frattempo,  la  più  estesa  calotta  di  ghiaccio  delle  regioni
    artiche,  che ha il suo centro nella Groenlandia, ha attirato numerose
    spedizioni scientifiche.  Wegener morì nel  corso  di  una  di  queste
    spedizioni  nel  novembre del 1930.  Si è constatato che il ghiacciaio
    copre circa 1700000 dei  2175000  chilometri  quadrati  di  superficie
    dell'isola,  e che in certi punti esso raggiunge uno spessore di oltre
    1500 metri.
    I ghiacci, accumulandosi, vengono sospinti in mare, dove il loro bordo
    si spezza,  dando origine agli  iceberg.  In  tal  modo  nell'emisfero
    settentrionale  si formano ogni anno circa 16 mila iceberg,  il 90 per
    cento  dei  quali  staccatisi  dalla  calotta  groenlandese.  Essi  si
    spostano   lentamente   verso   sud,   soprattutto  discendendo  lungo
    l'Atlantico  occidentale.  Circa  400  iceberg  all'anno  oltrepassano
    l'isola di Terranova, minacciando le rotte di navigazione; tra il 1870
    e  il  1890  quattordici  navi furono affondate e quaranta danneggiate
    dalla collisione con gli iceberg.
    Il fatto più drammatico avvenne nel 1912,  allorché,  durante  il  suo
    viaggio  inaugurale,  il lussuoso transatlantico "Titanic" urtò contro
    un iceberg e colò a picco.  Da allora è stato  istituito  un  servizio
    internazionale  di  vigilanza  sulle  posizioni di questi mostri senza
    vita,  e,  da quando tale servizio ("Ice Patrol") è operante,  non  ci
    sono più stati affondamenti di navi a causa degli iceberg.

    Il polo sud. L'Antartide.

    Il  grande  ghiacciaio  continentale  del  polo sud è molto più grande
    della Groenlandia.  La calotta antartica ricopre un'area che  è  sette
    volte  quella  del ghiacciaio groenlandese,  con uno spessore medio di
    circa due chilometri e mezzo,  che raggiunge in certi  punti  anche  i
    cinque  chilometri.  Tutto  ciò  è  dovuto  alle enormi dimensioni del
    continente antartico: circa  13  milioni  di  chilometri  quadrati;  è
    tuttavia ancora incerto quanta parte di tale superficie sia formata da
    terra  e  quanta  da  mare  coperto  di  ghiacci.  Alcuni  esploratori
    ritengono che almeno la parte occidentale dell'Antartide  sia  formata
    da  un  gruppo di grandi isole collegate dal ghiaccio,  ma attualmente
    sembra prevalere la teoria che si tratti di un continente.
    Il celebre esploratore inglese James  Cook  (più  noto  come  Capitano
    Cook)  fu il primo europeo che attraversò il circolo polare antartico.
    Nel 1773,  egli compì la circumnavigazione delle  regioni  antartiche.
    (Fu  forse  questo  viaggio  che ispirò a Samuel Taylor Coleridge "The
    Rime  of  the  Ancient  Mariner";  il  poema,   pubblicato  nel  1798,
    descriveva un viaggio dall'Atlantico al Pacifico attraverso le regioni
    ghiacciate dell'Antartide.)
    Nel  1819,  l'esploratore  britannico  Williams  Smith scoprì le isole
    Shetland  australi,   distanti  appena  80  chilometri   dalla   costa
    dell'Antartide;  nel  1821  una  spedizione  russa,  diretta da Fabian
    Gottlieb Bellingshausen,  avvistò un'isoletta (isola di Pietro  Primo)
    all'interno del circolo polare antartico;  nello stesso anno l'inglese
    George Powell e l'americano Nathaniel B.  Palmer giunsero per la prima
    volta  in vista del continente antartico in particolare della penisola
    oggi chiamata penisola Antartica.
    Nei decenni che seguirono,  gli esploratori  si  spinsero  sempre  più
    vicino  al polo sud.  Nel 1840 l'ufficiale di Marina americano Charles
    Wilkes dichiarò che le terre avvistate facevano  parte  di  una  massa
    continentale;  in seguito i fatti gli diedero ragione. L'inglese James
    Weddell si addentrò in  un  braccio  di  mare  a  est  della  penisola
    Antartica  (oggi  chiamata  mare di Weddell),  spingendosi fino a 1400
    chilometri dal polo.  Un altro esploratore inglese,  James Clark Ross,
    scoprì l'altra grande insenatura dell'Antartide (oggi chiamata mare di
    Ross),  arrivando  a  soli 1100 chilometri dal polo.  Tra il 1902 e il
    1904 un terzo esploratore britannico, Robert Falcon Scott, viaggiò sul
    Ross Ice Shelf (un tratto di oceano ricoperto di ghiacci,  grande come
    il  Texas),  arrivando  a 800 chilometri dal polo.  Infine,  nel 1909,
    ancora un altro  inglese,  Ernest  Shackleton,  attraversò  i  ghiacci
    arrivando a circa 160 chilometri dal polo.
    Il  16  dicembre 1911 la meta fu finalmente raggiunta dall'esploratore
    norvegese Roald  Amundsen.  Scott,  compiendo  un  secondo  tentativo,
    arrivò  al polo sud esattamente tre settimane dopo,  solo per trovarvi
    issata la bandiera di Amundsen. Scott e i suoi uomini morirono durante
    il viaggio di ritorno.
    Sul finire degli anni venti,  gli aerei contribuirono  alla  conquista
    definitiva  dell'Antartide.  L'esploratore  australiano  George Hubert
    Wilkins sorvolò quasi duemila chilometri delle  sue  coste  e  Richard
    Evelyn Bird,  nel 1929,  sorvolò il polo sud.  Nel frattempo era stata
    installata nell'Antartide la prima base, Little America Prima.

    L'Anno Geofisico Internazionale.

    Le regioni polari boreale e australe divennero i punti focali del  più
    importante progetto scientifico internazionale dei tempi moderni. Esso
    ebbe origine nel 1882-83,  quando varie nazioni parteciparono all'Anno
    Polare Internazionale per l'esplorazione e l'indagine  scientifica  di
    fenomeni come le aurore boreali e il magnetismo terrestre. Il progetto
    ebbe  un  tale successo che venne ripetuto negli anni 1932-33,  con un
    secondo Anno Polare Internazionale. Nel 1950 il geofisico statunitense
    Lloyd Berkner (che aveva  fatto  parte  della  prima  spedizione  Byrd
    nell'Antartide) propose un terzo anno,  e la proposta fu accettata con
    entusiasmo   dal   Consiglio   Internazionale    delle    Associazioni
    Scientifiche.  Questa  volta  gli  scienziati erano forniti di nuove e
    potenti apparecchiature di ricerca e ansiosi di rispondere a una serie
    di  domande  nuove  -  sui  raggi  cosmici,   sugli  strati  superiori
    dell'atmosfera,  sugli  abissi  marini,  perfino  sulle possibilità di
    esplorare  lo  spazio  esterno.   Fu  organizzato  un  ambizioso  Anno
    Geofisico Internazionale (IGY,  International Geophysical Year),  e fu
    scelto il periodo dal primo  luglio  1957  al  31  dicembre  1958  (un
    periodo  di massima attività delle macchie solari).  L'impresa ottenne
    una cordiale collaborazione internazionale e  perfino  i  protagonisti
    della guerra fredda,  l'Unione Sovietica e gli Stati Uniti,  fecero in
    modo di seppellire l'ascia di guerra per amore della scienza.
    Anche se la  conquista  più  spettacolare  dell'IGY,  agli  occhi  del
    pubblico,  fu il successo nel lancio di satelliti artificiali da parte
    dell'Unione Sovietica e degli Stati Uniti,  la scienza raccolse  molti
    altri  frutti  non  meno  importanti: tra questi uno dei principali fu
    proprio   l'esplorazione   dell'Antartide,    effettuata   su    scala
    internazionale.   I   soli  Stati  Uniti  istituirono  sette  stazioni
    destinate a sondare lo spessore dei ghiacci e a portare alla luce,  da
    chilometri  di  profondità,  campioni di aria intrappolata nei ghiacci
    (che deve risalire a milioni di anni fa) e resti di batteri. Alcuni di
    questi,  congelati a 30 metri di profondità e vecchi  forse  di  cento
    anni,  vennero  riportati in vita e crebbero normalmente.  Nel gennaio
    1958   il   gruppo   sovietico   stabilì    una    base    nel    polo
    dell'inaccessibilità  -  cioè  nel  punto  dell'Antartide  più lontano
    dall'oceano - e lì,  a mille chilometri dal polo sud,  registrò  nuovi
    minimi  di  temperatura.  Nell'agosto del 1960 - il cuore dell'inverno
    antartico - venne registrata una  temperatura  di  meno  88  gradi  C,
    sufficiente a congelare l'anidride carbonica. Nel decennio successivo,
    nell'Antartide erano in funzione decine di stazioni permanenti.
    L'impresa  più  spettacolare  nell'Antartide  fu  quella  compiuta  da
    un'équipe di esploratori inglesi guidata da  Vivian  Ernest  Fuchs  ed
    Edmund  Percival  Hillary:  per  la  prima  volta  nella storia,  essa
    attraversò via terra il continente antartico, ovviamente servendosi di
    speciali veicoli e di tutte le  sofisticate  risorse  che  la  scienza
    moderna  metteva  loro  a disposizione.  (Nel 1953,  Hillary era anche
    stato il primo, insieme allo sherpa Tenzing Norgay, a scalare la vetta
    dell'Everest, la montagna più alta della terra.)
    Il successo dell'IGY e il  clima  di  cordialità  generato  da  questa
    dimostrazione  di  cooperazione  nel  bel  mezzo  della  guerra fredda
    portarono,  nel 1959,  a un accordo stipulato da  dodici  nazioni  per
    bandire   qualsiasi   attività   militare  dall'Antartide  (esplosioni
    nucleari e scarico di  scorie  radioattive  compresi).  In  tal  modo,
    l'Antartide resterà riservata alle attività scientifiche.

    I ghiacciai.

    Tutto  il  ghiaccio  esistente  sulla  terra,  che  ammonta a circa 37
    milioni di chilometri cubi,  ricopre pressappoco il 10 per cento della
    sua superficie emersa. L'86 per cento circa del ghiaccio è concentrato
    nel  ghiacciaio  continentale  antartico  e  il 10 per cento in quello
    groenlandese.  Il restante 4  per  cento  forma  i  piccoli  ghiacciai
    dell'Islanda,  dell'Alaska,  o  quelli  presenti nell'Himalaya o nelle
    Alpi e in pochi altri luoghi.
    I ghiacciai delle Alpi vengono studiati da lungo  tempo.  Nel  secondo
    decennio dell'Ottocento,  due geologi svizzeri, Ignatz Venetz e Johann
    von Charpentier,  notarono che alcune rocce caratteristiche delle Alpi
    centrali  si trovavano sparse qua e là nelle pianure più a nord.  Come
    vi erano arrivate?  I geologi ipotizzarono  che  i  ghiacciai  montani
    avessero un tempo ricoperto una superficie molto più vasta, e avessero
    lasciati dietro a sé, ritirandosi, massi e cumuli di detriti.
    Uno zoologo svizzero, Jean Louis Rodolphe Agassiz, esaminò più a fondo
    quest'ipotesi.  Egli  piantò  delle file di paletti nei ghiacciai e si
    mise a osservare se, con il tempo,  si spostavano.  Nel 1840,  Agassiz
    aveva dimostrato al di là di ogni dubbio che i ghiacciai scorrono come
    fiumi  lentissimi,  con  una velocità di circa 70 metri all'anno.  Nel
    frattempo aveva compiuto anche una serie di viaggi per tutta l'Europa,
    scoprendo tracce di ghiacciai in Francia e in  Inghilterra.  Anche  in
    altre  zone  egli  trovò  massi  estranei all'ambiente circostante,  e
    scoprì sulle rocce dei segni di abrasione che  potevano  essere  stati
    prodotti  soltanto  dallo  sfregamento dei ciottoli intrappolati nella
    parte inferiore di qualche ghiacciaio in moto.
    Agassiz  nel  1846  si  trasferì  negli  Stati  Uniti,   dove  diventò
    professore  a  Harvard.  Trovò tracce di glaciazione nel New England e
    nel Midwest.  Nel 1850 era ormai evidente che,  in qualche  epoca  del
    passato,  gran  parte  dell'emisfero settentrionale doveva esser stata
    ricoperta da un enorme ghiacciaio continentale.  I  depositi  lasciati
    dal  ghiacciaio  sono  stati studiati a fondo dai tempi di Agassiz,  e
    questi studi hanno mostrato che il ghiacciaio è avanzato e  retrocesso
    parecchie  volte  nell'ultimo  milione di anni,  periodo che prende il
    nome di "Pleistocene".
    Il termine "glaciazione del Pleistocene" oggi viene usato  normalmente
    dai  geologi  in  luogo di quello più comune di era glaciale.  Si sono
    infatti avute altre ere glaciali prima del Pleistocene.  Una risale  a
    circa  250  milioni  di  anni fa,  un'altra a 600 milioni di anni fa e
    forse ve ne fu ancora un'altra tra le due,  circa 400 milioni di  anni
    fa.  Si  sa  poco di queste remotissime ere glaciali,  perché l'enorme
    lasso  di  tempo  trascorso  ha  cancellato  questi  tutte  le  tracce
    geologiche. In complesso, quindi, le ere glaciali sono poco frequenti,
    occupando meno dell'1 per cento di tutta la storia della terra.
    Per quanto riguarda la glaciazione del Pleistocene, sembrerebbe che lo
    strato di ghiacci dell'Antartico, benché oggi sia di gran lunga il più
    vasto esistente, abbia avuto scarsa influenza sull'evoluzione dell'età
    glaciale  più  recente.   Infatti  i  ghiacci  dell'Antartide  possono
    espandersi  unicamente  nel  mare,   dove  si  spezzano;   i   ghiacci
    galleggianti  possono  diventare più abbondanti e quindi accentuare la
    loro azione di raffreddamento degli oceani in generale,  ma  le  terre
    dell'emisfero meridionale sono troppo lontane dall'Antartide per venir
    esse stesse ricoperte da uno strato di ghiaccio (a parte la formazione
    di  qualche  ghiacciaio  nelle  estreme  propaggini  meridionali delle
    Ande).
    Del tutto diverso è il caso dell'emisfero settentrionale,  dove  vaste
    estensioni  di  terra  si  addensano  intorno  al polo.  Qui,  invece,
    l'espandersi dello strato di ghiaccio assume una  rilevanza  cruciale;
    si  parla  infatti della glaciazione del Pleistocene riferendosi quasi
    esclusivamente all'emisfero settentrionale. Oltre all'unico ghiacciaio
    continentale artico esistente oggi (la Groenlandia),  a quel tempo  vi
    erano altre tre distese di ghiacci, ciascuna della superficie di circa
    2 milioni e mezzo di chilometri quadrati: in Canada,  in Scandinavia e
    in Siberia.
    Forse per il fatto che la Groenlandia è stata  il  punto  di  partenza
    della glaciazione al nord, il vicino Canada subì una glaciazione molto
    più  intensa della più distante Scandinavia,  o dell'ancor più lontana
    Siberia.  Lo strato di ghiaccio canadese,  che si espanse a partire da
    nord-est,  lasciò  libera  gran  parte  dell'Alaska e del versante del
    Pacifico, estendendosi invece verso sud, finché il fronte del ghiaccio
    ricoprì buona parte degli Stati Uniti settentrionali. Al massimo della
    sua estensione verso sud,  il fronte dei ghiacci  andava  da  Seattle,
    nello stato di Washington,  a Bismarck,  nel Nord Dakota; poi scendeva
    verso sud-est, seguendo dappresso il corso attuale del fiume Missouri,
    fino a Omaha  e  a  Saint  Louis;  deviava  quindi  in  direzione  est
    raggiungendo  Cincinnati,   Filadelfia  e  New  York.  Sembra  che  la
    frontiera meridionale  dei  ghiacci  attraversasse  in  tutta  la  sua
    lunghezza l'attuale Long Island.
    Complessivamente,  quando  i  ghiacci  erano  al  massimo  della  loro
    estensione,  ricoprivano più di 44 milioni di chilometri  quadrati  di
    terra  nelle  due  regioni  polari,   ossia  circa  il  30  per  cento
    dell'attuale superficie delle terre emerse. Si tratta del triplo della
    terraferma ricoperta oggi da ghiacci.
    Un attento esame degli strati di sedimenti nel suolo delle aree in cui
    si estendevano allora i ghiacci mostra che essi  sono  avanzati  e  si
    sono  ritirati quattro volte.  Ciascuno dei quattro periodi glaciali è
    durato da 50 mila a 100 mila anni;  tra l'uno e  l'altro  di  essi  vi
    furono tre "periodi interglaciali",  miti o addirittura caldi, i quali
    furono anche lunghi.
    La quarta glaciazione - la più recente  -  raggiunse  il  suo  culmine
    circa  18 mila anni fa,  quando la sua estensione raggiunse quello che
    oggi è il fiume Ohio. Seguì una lenta ritirata dei ghiacci.  Per farsi
    un'idea  di  quanto  essa  fosse  lenta,  basti  sapere che,  in certi
    periodi, avveniva al ritmo di un'ottantina di metri soltanto all'anno,
    mentre in altri periodi si aveva addirittura una parziale e temporanea
    avanzata.
    Circa 10 mila anni fa,  quando nel Medio Oriente già avevano inizio le
    prime  civiltà,  i ghiacciai cominciarono a ritirarsi definitivamente.
    8000 anni fa,  i Grandi Laghi erano ormai allo scoperto;  e circa 5000
    anni  fa  (quando  ormai  in  Medio  Oriente  era  stata  inventata la
    scrittura),  i ghiacci si erano ritirati all'incirca nelle aree in cui
    si trovano oggi.
    Questo  andare  e venire dei ghiacciai ha influenza non solo sul clima
    di tutta la terra, ma sulla stessa forma dei continenti.  Per esempio,
    se  l'attuale tendenza alla contrazione dei ghiacciai di Groenlandia e
    Antartide dovesse continuare fino  alla  fusione  totale,  il  livello
    degli oceani salirebbe di circa 60 metri, sommergendo le zone costiere
    di  tutti  i  continenti,  comprese  molte  delle città più grandi del
    mondo: il livello delle acque raggiungerebbe il  ventesimo  piano  dei
    grattacieli  di  Manhattan.   Viceversa,   Alaska,   Canada,  Siberia,
    Groenlandia e perfino l'Antartide diventerebbero più abitabili.
    Accadrebbe esattamente il contrario al  culmine  di  un'era  glaciale.
    Grandi  quantità  di acqua verrebbero congelate e formerebbero calotte
    di ghiaccio sopra la terraferma (quantità fino a tre o  quattro  volte
    quella  odierna),  così  che  il  livello  delle  acque  negli  oceani
    scenderebbe  anche  di  135  metri  rispetto  a  quello  attuale.   Di
    conseguenza finirebbero allo scoperto gli zoccoli continentali.
    Gli  zoccoli continentali sono porzioni di oceano,  relativamente poco
    profonde,  situate in prossimità dei  continenti.  Il  fondale  marino
    scende  abbastanza  gradualmente  fino  a  una profondità di circa 130
    metri,  dopo di che la discesa diventa molto più ripida,  così che  si
    raggiungono   rapidamente  profondità  molto  maggiori.   Gli  zoccoli
    continentali,  dal  punto  di  vista  strutturale,   fanno  parte  dei
    continenti a cui sono prossimi,  e il loro margine costituisce il vero
    limite dei continenti.  Attualmente,  nei bacini oceanici  il  livello
    dell'acqua è così alto che i bordi dei continenti sono sommersi.
    Né  si  creda  che  gli  zoccoli  continentali  occupino  una  piccola
    superficie; essi sono molto più larghi in certe zone che in altre;  ve
    ne  è  uno  molto ampio,  per esempio,  lungo la costa orientale degli
    Stati Uniti,  mentre  molto  più  stretto  è  quello  lungo  la  costa
    occidentale (che è al limite di una zolla tettonica).
    In complesso, comunque, lo zoccolo continentale è largo in media circa
    80  chilometri,  e  la  sua  superficie totale ammonta a 26 milioni di
    chilometri  quadrati.  In  altre  parole,  una  potenziale  superficie
    continentale  un po' più grande dell'Unione Sovietica è sommersa sotto
    le acque degli oceani.
    E' questa l'area che risulta esposta  durante  le  epoche  di  massima
    glaciazione, e così accadde effettivamente negli ultimi grandi periodi
    glaciali.  Dagli zoccoli continentali,  a chilometri di distanza dalla
    terraferma e a molti  metri  di  profondità,  sono  stati  portati  in
    superficie  fossili  di  animali  terrestri,   per  esempio  denti  di
    elefante.   C'è  di  più:  quando  le  parti  più  settentrionali  dei
    continenti erano ricoperte dai ghiacci,  le piogge erano più frequenti
    di oggi e bagnavano anche regioni situate più a sud,  così che  allora
    il deserto del Sahara era una prateria.  L'inaridirsi del Sahara,  man
    mano che le calotte di ghiaccio si ritiravano,  è avvenuto  non  molto
    prima dell'inizio dei tempi storici.
    Dunque  l'abitabilità è un fenomeno pendolare: allorché il livello del
    mare  si  abbassa,  grandi  zone  continentali  diventano  deserti  di
    ghiaccio,  mentre gli zoccoli continentali diventano invece abitabili,
    e altrettanto accade per gli attuali deserti.  Al salire  del  livello
    delle acque vengono sommersi ampi bassipiani, mentre le regioni polari
    diventano abitabili e ora sono i deserti di ghiaccio a ritirarsi.
    I  periodi  di  glaciazione  non sono stati,  dunque,  necessariamente
    periodi di catastrofica desolazione.  Tutto il ghiaccio presente sulla
    terra   nei  periodi  di  massima  estensione  della  glaciazione  non
    costituisce che lo 0,35 per cento circa del totale delle  acque  degli
    oceani.  Quindi l'oceano non subisce grandi effetti per l'oscillazione
    dei ghiacci.  Certo,  le aree poco  profonde  durante  la  glaciazione
    diminuiscono  di  molto,  e si tratta di aree ricche di vita.  D'altra
    parte,  però,  le acque dell'oceano ai tropici sono  in  tali  periodi
    ovunque più fredde di 2-5 gradi rispetto a oggi,  il che significa più
    ossigeno in soluzione e più vita.
    Inoltre  l'avanzare  e  il  ritirarsi  dei  ghiacci  è   un   fenomeno
    estremamente  lento,  e  la  vita  animale  è generalmente in grado di
    adattarsi, migrando gradualmente a nord e a sud. Anzi,  i tempi lunghi
    consentono  anche  un  adattamento evolutivo,  così che durante le ere
    glaciali, per esempio, prosperarono i mammut coperti di lana.
    Infine,  le oscillazioni  non  sono  così  estreme  come  si  potrebbe
    credere,  perché  il  ghiaccio  non  fonde  mai del tutto.  La calotta
    dell'Antartide esiste, relativamente immutata,  da circa 20 milioni di
    anni,   e  limita  le  fluttuazioni  del  livello  del  mare  e  della
    temperatura.
    Con ciò,  non intendo dire che il  futuro  non  dia  adito  a  qualche
    preoccupazione:  nulla  lascia  pensare  che non debba sopravvenire un
    giorno una quinta glaciazione - con  i  relativi  problemi.  All'epoca
    dell'ultima glaciazione,  i pochi esseri umani che popolavano la terra
    erano cacciatori,  e potevano facilmente spostarsi verso sud  o  verso
    nord,  seguendo  le  tracce  degli  animali  di cui andavano a caccia.
    Quando  verrà  la  prossima  glaciazione,  gli  esseri  umani  saranno
    sicuramente,  come  oggi,  numerosissimi,  e  relativamente  legati  a
    determinati luoghi,  come le città.  E'  inoltre  possibile  che  vari
    aspetti  della  tecnologia  umana  possano  affrettare l'avanzata o il
    ritiro dei ghiacciai.

    Cause delle glaciazioni.

    La questione principale a proposito delle glaciazioni riguarda la loro
    causa.  Cosa  fa  avanzare  o  retrocedere  i  ghiacci,  e  perché  le
    glaciazioni  sono  state relativamente brevi,  come per esempio quella
    presente,  che ha occupato solo un milione degli ultimi cento  milioni
    di anni?
    Basta  un  piccolo cambiamento nella temperatura per dare inizio o per
    porre termine a un'era glaciale - per esempio un lieve abbassamento di
    temperatura che faccia accumulare un po' più di neve durante l'inverno
    di quella  che  fonde  durante  l'estate,  o  un  piccolo  aumento  di
    temperatura  che faccia sciogliere durante l'estate un po' più neve di
    quella caduta durante l'inverno.  Si stima che una  diminuzione  nella
    temperatura  media annua terrestre di soli 3,5 gradi C sia sufficiente
    a far accrescere  i  ghiacciai,  mentre  un  aumento  di  pari  entità
    fonderebbe i ghiacci dell'Antartide e della Groenlandia,  mettendone a
    nudo le rocce, nel giro di alcuni secoli.
    Una  piccola  caduta  di  temperatura  sufficiente  a  far   estendere
    leggermente lo strato dei ghiacci per qualche anno basta ad alimentare
    il  processo.  Il ghiaccio riflette la luce più di quanto non facciano
    il suolo o la roccia nuda;  infatti il ghiaccio  riflette  il  90  per
    cento  della  luce incidente,  mentre il suolo ne riflette meno del 10
    per cento.  Un leggero aumento della coltre di ghiaccio produrrebbe un
    incremento  della  riflessione di luce solare e quindi una diminuzione
    dell'assorbimento,   così  che  la  temperatura  media   della   terra
    scenderebbe ancora un poco, accelerando ulteriormente l'estensione dei
    ghiacci.
    Analogamente, se la temperatura della terra aumentasse anche di poco -
    tanto  da  produrre  un  piccolo  arretramento  dei  ghiacci - sarebbe
    riflessa meno luce solare e ne sarebbe assorbita di più, e la ritirata
    dei ghiacci verrebbe accelerata.
    Qual è,  dunque,  il processo che innesca il fenomeno,  in un senso  o
    nell'altro?
    Una  possibilità  sta nel fatto che l'orbita terrestre non è del tutto
    costante,   non  si  ripete  cioè  esattamente  identica  da  un  anno
    all'altro.   Per  esempio,  il  momento  del  perielio  non  è  fisso.
    Attualmente il perielio,  il momento cioè in cui il sole è più  vicino
    alla  terra,  si verifica poco dopo il solstizio d'inverno;  ma la sua
    posizione muta in continuazione,  spostandosi sull'orbita terrestre in
    modo  da  compiere  un  giro completo in 21310 anni.  Inoltre anche la
    direzione dell'asse terrestre muta,  descrivendo un cerchio nel  cielo
    (la precessione degli equinozi) in 25780 anni.  E ancora, l'asse ha un
    lento moto di oscillazione,  che  alternativamente  ne  aumenta  e  ne
    diminuisce leggermente l'inclinazione.
    Tutti  questi  cambiamenti  hanno  un  effetto sulla temperatura media
    della terra - non un grande effetto, ma tale da poter talora innescare
    un'avanzata o una ritirata dei ghiacciai.
    Nel 1920 un fisico jugoslavo, Milutin Milankovic, ipotizzò l'esistenza
    di un ciclo, della durata di 40 mila anni, con una «grande primavera»,
    una «grande estate»,  un  «grande  autunno»  e  un  «grande  inverno»,
    ciascuno della durata di 10 mila anni. Secondo questa teoria, la terra
    sarebbe  particolarmente  suscettibile  alle  glaciazioni  durante  il
    «grande inverno»,  e quando concorressero altre condizioni  favorevoli
    una   glaciazione   si   verificherebbe   effettivamente.   Una  volta
    verificatasi la glaciazione,  la terra avrebbe maggiori probabilità di
    uscirne  durante  una  «grande  estate»,  sempre  se  altre condizioni
    favorevoli fossero in atto.
    La proposta di Milankovic non incontrò molto favore ai suoi tempi. Nel
    1976, però, il problema fu affrontato negli Stati Uniti da J. D.  Hays
    e John Imbrie e in Gran Bretagna da N.  J. Shackleton; essi lavorarono
    su  lunghe  «carote»  di  sedimenti  dragate  in  due  diversi   punti
    dell'Oceano Indiano - relativamente poco profondi e abbastanza lontani
    dalla   terraferma  per  garantire  che  non  vi  arrivasse  materiale
    contaminante dalle zone costiere più vicine o da fondali marini ancora
    meno profondi.
    Queste  carote  erano  costituite  di  materiale  che  si  era  andato
    depositando in continuazione durante un periodo di 450 mila anni.  Man
    mano che si consideravano strati più profondi delle carote, si tornava
    indietro nel tempo.  Era possibile studiare gli scheletri di minuscoli
    animali unicellulari appartenenti a specie diverse,  che prosperano in
    habitat con temperature differenti. Da tale studio si poteva stabilire
    la temperatura alla quale si era formato ciascuno strato.
    Inoltre gli atomi di ossigeno si presentano in due differenti varietà,
    il cui rapporto quantitativo  varia  in  funzione  della  temperatura;
    misurando  tale  rapporto  in  punti diversi della carota,  era quindi
    possibile determinare la temperatura dell'oceano in tempi diversi.
    I due metodi per la ricostruzione delle temperature diedero  risultati
    concordi, che sembravano accreditare qualcosa di molto simile al ciclo
    di Milankovic. Può quindi darsi che la terra abbia, a intervalli molto
    lunghi,  un  grande inverno con una glaciazione,  proprio come ha ogni
    anno un normale inverno, in cui si ricopre di nevi.
    Ma allora,  perché il ciclo di Milankovic avrebbe operato  durante  il
    Pleistocene, e non durante i duecento milioni di anni antecedenti, nei
    quali non vi fu alcuna glaciazione?
    Nel 1953,  Maurice Ewing e William L.  Donn pensarono che la soluzione
    di tale quesito poteva essere rintracciata nella  peculiare  geografia
    dell'emisfero settentrionale.  La regione artica è quasi completamente
    occupata dall'oceano,  però  si  tratta  di  un  oceano  chiuso  dalla
    terraferma   e   circondato   da   tutte  le  parti  da  enormi  masse
    continentali.
    Immaginiamo che l'Oceano Artico sia appena un poco più caldo di quanto
    è oggi,  ricoperto da un  esiguo  strato  di  ghiaccio  o  addirittura
    scoperto,  che si presenti cioè come una distesa liquida ininterrotta.
    In  tal  caso  esso  sarebbe  una  fonte  di  vapor  acqueo,   che  si
    raffredderebbe  nelle  zone  superiori dell'atmosfera,  per poi cadere
    sotto forma di  neve:  la  neve  finita  sulle  acque  dell'oceano  si
    scioglierebbe,  ma  quella finita sulle circostanti masse continentali
    si  accumulerebbe,   innescando   la   glaciazione:   la   temperatura
    diminuirebbe e l'Oceano Artico congelerebbe.
    Il  ghiaccio  non  produce  una quantità di vapor acqueo pari a quella
    prodotta  dall'acqua  liquida  alla  stessa  temperatura.   Una  volta
    congelatosi,  l'Oceano Artico immetterebbe nell'aria meno vapor acqueo
    e cadrebbe meno neve. I ghiacciai comincerebbero a ritirarsi,  e,  una
    volta innescata la deglaciazione, il processo verrebbe accelerato.
    Potrebbe  quindi  darsi che il ciclo di Milankovic dia adito a periodi
    di glaciazione solo nel caso che vi  sia  un  oceano  racchiuso  dalle
    terre  a uno o a entrambi i poli.  Possono trascorrere anche centinaia
    di milioni di anni in cui,  non verificandosi tali condizioni,  non ci
    sono glaciazioni;  ma,  a lungo andare,  sarebbe la deriva delle zolle
    tettoniche a creare una  situazione  favorevole,  dando  inizio  a  un
    periodo  di  un  milione  di  anni,  o  anche più,  in cui i ghiacciai
    seguiterebbero  ad  avanzare  e  a  retrocedere  regolarmente.  Questa
    interessante ipotesi non è stata ancora accettata completamente.
    Naturalmente vi sono anche cambiamenti meno regolari della temperatura
    terrestre  e fattori abbastanza imprevedibili che determinano tendenze
    al raffreddamento o  al  riscaldamento.  Il  chimico  americano  Jacob
    Bigeleisen,  in collaborazione con H.  C. Urey, misurò il rapporto tra
    le due varietà dell'atomo di  ossigeno  negli  antichi  fossili  degli
    animali marini, allo scopo di determinare la temperatura dell'acqua in
    cui essi avevano vissuto. Nel 1950, Urey e il suo gruppo avevano ormai
    sviluppato  una tecnica così raffinata che,  analizzando gli strati di
    un fossile vecchio di milioni di anni (una forma estinta di calamaro),
    erano riusciti a stabilire che si trattava di  una  creatura  nata  in
    estate, vissuta quattro anni e morta in primavera.
    Questo  «termometro»  ha stabilito che cento milioni di anni orsono la
    temperatura media globale dell'oceano si aggirava sui 21 gradi C.  Poi
    essa  scese  lentamente  fino  ai  16 gradi C di dieci milioni di anni
    dopo,  per risalire a 21 gradi C in altri dieci milioni  di  anni.  Da
    allora  la  temperatura  è  costantemente diminuita.  Quale che sia il
    fattore che ha innescato questa diminuzione  della  temperatura,  esso
    potrebbe  benissimo aver contribuito all'estinzione dei dinosauri (che
    probabilmente erano assuefatti a climi  miti  e  costanti),  favorendo
    invece mammiferi e uccelli, che, avendo sangue caldo, sono in grado di
    mantenere costante la temperatura corporea interna.
    Cesare  Emiliani,  usando  la  tecnica  di  Urey,  studiò  i gusci dei
    foraminiferi rinvenuti nelle «carote» estratte dal fondale oceanico  e
    trovò che la temperatura generale dell'oceano si aggirava sui 10 gradi
    C  e  sui 6 gradi C rispettivamente trenta e venti milioni di anni fa,
    mentre oggi è di 1,7 gradi C.
    Che cosa provoca i cambiamenti di lungo periodo della temperatura? Una
    possibile  spiegazione  è  il  cosiddetto   "effetto   serra"   dovuto
    all'anidride  carbonica,  la  quale  assorbe  piuttosto attivamente la
    radiazione infrarossa; pertanto, quando l'atmosfera ne è relativamente
    ricca,  l'anidride carbonica tende a impedire,  durante la  notte,  la
    perdita  del  calore  assorbito  dalla  terra  durante il giorno,  con
    conseguente aumento di temperatura. Inversamente,  quando il contenuto
    di  anidride  carbonica  nell'aria  diminuisce,  la terra si raffredda
    progressivamente.
    Se  l'attuale   concentrazione   di   anidride   carbonica   nell'aria
    raddoppiasse (passando dallo 0,03 allo 0,06 per cento), questa piccola
    differenza  basterebbe  a  far  salire di quasi 3 gradi la temperatura
    generale della terra,  provocando un rapido e totale scioglimento  dei
    ghiacciai continentali. Se l'anidride carbonica si riducesse alla metà
    della  percentuale  odierna,  la  temperatura a sua volta diminuirebbe
    quanto basta per far discendere nuovamente i ghiacciai fino alla  zona
    di New York.
    I  vulcani  immettono nell'aria grandi quantità di anidride carbonica;
    le rocce esposte agli agenti  atmosferici  assorbono  invece  anidride
    carbonica  (formando  calcare).  Di qui la possibilità di due processi
    capaci di modificare il clima a lungo termine: un periodo di  attività
    vulcanica superiore al normale potrebbe immettere nell'aria un'ingente
    quantità  di  anidride  carbonica  innescando  un  riscaldamento della
    terra;  viceversa,  un'epoca di formazione di montagne,  in cui grandi
    superfici  rocciose fossero esposte per la prima volta al contatto con
    l'aria,  potrebbe provocare un calo della concentrazione dell'anidride
    carbonica nell'atmosfera.  E' proprio un processo di quest'ultimo tipo
    che potrebbe essersi verificato sul finire del "Mesozoico",  l'era dei
    rettili,  circa  80  milioni  di anni fa,  quando ebbe inizio il lungo
    periodo di diminuzione della temperatura terrestre.
    Quale che sia stata la causa delle ere glaciali, oggi sembra che possa
    essere l'umanità stessa a modificare il clima futuro del  pianeta.  Il
    fisico  americano  Gilbert  N.  Plass  ha  sostenuto  che forse stiamo
    assistendo all'ultima era glaciale,  perché la  civiltà,  con  il  suo
    massiccio  uso di combustibili,  sta saturando l'atmosfera di anidride
    carbonica.   Cento  milioni  di  scarichi  riversano   incessantemente
    nell'aria  anidride  carbonica,  per  un  totale  che  raggiunge i sei
    miliardi di tonnellate all'anno - duecento volte la  quantità  immessa
    dai  vulcani.  Plass  ha  fatto osservare che il contenuto di anidride
    carbonica dell'atmosfera è cresciuto,  dal  1900,  del  10  per  cento
    circa,  e che entro il 2000 esso potrebbe avere un analogo incremento.
    Egli ha calcolato che questo rafforzamento dello scudo  che  impedisce
    la fuga del calore dalla terra,  producendo l'effetto serra,  potrebbe
    innalzare la temperatura media di circa 1,1 gradi C al secolo. Durante
    la  prima  metà  del  ventesimo  secolo   la   temperatura   media   è
    effettivamente  salita  con  questo  ritmo,  secondo  i  dati  di  cui
    disponiamo  (soprattutto  nel  Nordamerica  e  in   Europa).   Se   la
    temperatura  seguitasse  a  crescere  con  questo  ritmo,  i ghiacciai
    continentali potrebbero scomparire in un paio di secoli.
    Le  indagini  compiute   durante   l'Anno   Geofisico   Internazionale
    sembravano confermare che i ghiacciai effettivamente retrocedono quasi
    ovunque.   E'  stato  riferito  nel  1959  che  un  grande  ghiacciaio
    nell'Himalaya si era ritirato di più di 200 metri  rispetto  al  1935,
    mentre  altri  si  erano  ritirati  di  300 metri o addirittura di 600
    metri.  I pesci acclimatati alle acque molto  fredde  stanno  migrando
    verso  nord,  e  anche  gli alberi dei climi caldi stanno espandendosi
    nella stessa direzione.  Il livello del mare cresce  leggermente  ogni
    anno,  come ci si deve attendere se i ghiacciai si stanno sciogliendo.
    Il livello del mare è già tanto alto che, quando una violenta tempesta
    si verifica durante l'alta marea,  l'oceano quasi minaccia di inondare
    la metropolitana di New York.
    Ciononostante  sembra  che  si  sia verificato un leggero abbassamento
    della temperatura dall'inizio degli anni quaranta  in  poi,  tanto  da
    controbilanciare metà dell'aumento verificatosi tra il 1880 e il 1940.
    Questo fenomeno è forse dovuto al fatto che, dal 1940, la polvere e lo
    smog   presenti   nell'aria   sono   aumentati  continuamente:  queste
    particelle in sospensione bloccano parte della luce solare  e  quindi,
    in un certo senso,  schermano la terra. Sembra dunque che vi siano due
    tipi diversi di inquinamento dell'atmosfera prodotti dall'uomo,  i cui
    effetti  si eliminano a vicenda,  almeno sotto questo aspetto e almeno
    temporaneamente.

    Capitolo 5.
    L'ATMOSFERA.

    GLI INVOLUCRI DI ARIA.
    Aristotele supponeva che il mondo fosse  fatto  di  quattro  involucri
    sferici,  ciascuno  costituito  di  uno  dei  quattro  elementi  della
    materia: terra (la sfera solida), acqua (l'oceano), aria (l'atmosfera)
    e fuoco (una sfera esterna invisibile,  che diventava  occasionalmente
    visibile   nel  bagliore  dei  lampi).   Egli  sosteneva  inoltre  che
    all'esterno di queste sfere l'universo fosse  composto  di  un  quinto
    elemento perfetto,  non terrestre,  che chiamò "etere" (detto poi,  in
    latino, "quinta essentia", letteralmente «quinto elemento»).
    In questo schema non c'era posto per il vuoto: dove finiva  la  terra,
    cominciava l'acqua;  dove finivano entrambe,  cominciava l'aria;  dove
    finiva l'aria, cominciava il fuoco; e dove finiva il fuoco, cominciava
    l'etere,  che continuava fino al confine dell'universo.  «La  natura,»
    dicevano gli antichi, «ha orrore del vuoto.»

    Misure dell'atmosfera.

    La  pompa  aspirante,  un'invenzione utilizzata fin dall'antichità per
    estrarre l'acqua dai  pozzi,  sembrava  illustrare  in  modo  mirabile
    questo  orrore  del  vuoto.  Uno  stantuffo  scorre  entro un cilindro
    aderendo ermeticamente alle sue pareti;  quando  si  spinge  verso  il
    basso la leva della pompa,  lo stantuffo viene tirato verso l'alto,  e
    lascia uno spazio vuoto nella parte inferiore del cilindro. Ma siccome
    la natura aborre il vuoto,  l'acqua che circonda la base del  cilindro
    fa  aprire  una  valvola  a  senso  unico posta sul fondo del cilindro
    stesso,   e  irrompe  nello  spazio   vuoto.   Ripetendo   più   volte
    l'operazione,  l'acqua  sale  sempre  di  più  nel  cilindro,  fino  a
    traboccare dal becco della pompa.
    Secondo  la  teoria  aristotelica,   questo  sistema  avrebbe   dovuto
    consentire  di  innalzare  l'acqua  fino  a  qualsiasi  altezza.  Ma i
    minatori,  che dovevano pompare l'acqua  verso  l'alto  sgombrando  il
    fondo  delle  miniere,  scoprirono  che  non  era  possibile sollevare
    l'acqua per più di dieci metri sopra  il  suo  livello  iniziale,  per
    quanto si pompasse con forza e a lungo.
    Galileo  si  interessò molto a questo problema verso la fine della sua
    lunga  vita  di  ricercatore.   Non  riuscì   a   raggiungere   alcuna
    conclusione,  salvo  quella  che,  a quanto pare,  la natura aborre il
    vuoto solo fino a un certo limite;  egli si chiese  se  questo  limite
    sarebbe  stato  inferiore  usando un liquido più denso dell'acqua,  ma
    morì prima di aver potuto effettuare questo esperimento.
    I  suoi  discepoli   Evangelista   Torricelli   e   Vincenzo   Viviani
    effettuarono l'esperimento nel 1644.  Scelsero il mercurio, che ha una
    densità 13,5 volte maggiore di quella dell'acqua,  riempirono con tale
    liquido un tubo di vetro lungo un metro,  tapparono l'estremità aperta
    del tubo,  lo capovolsero in una vaschetta piena di mercurio e tolsero
    il  tappo.  Il  mercurio cominciò a defluire dal tubo nella vaschetta,
    ma,  quando il suo livello raggiunse i 76 centimetri sopra il  livello
    del  mercurio  nella  vaschetta,  esso  smise  di uscire dal tubo e si
    arrestò.
    Era stato così realizzato il primo "barometro";  i moderni barometri a
    mercurio  non sono sostanzialmente diversi.  Non ci volle molto perché
    si comprendesse che l'altezza della colonna di mercurio non era sempre
    identica.  Lo scienziato inglese Robert Hooke osservò,  dopo il  1660,
    che l'altezza della colonna di mercurio diminuiva prima dei temporali,
    aprendo  così la via alla previsione scientifica del tempo,  cioè alla
    "meteorologia".
    Ma che cosa impediva al mercurio di  scendere?  Viviani  ipotizzò  che
    fosse il peso dell'atmosfera, che premeva sul liquido nella vaschetta.
    Era un'idea rivoluzionaria,  perché secondo la concezione aristotelica
    l'aria non aveva peso,  essendo attratta solo dalla propria sfera,  al
    di sopra della terra.  Ora, invece, risultava evidente che una colonna
    di acqua dell'altezza di dieci metri,  o una colonna di mercurio di 76
    centimetri,  misuravano  il  peso dell'atmosfera - cioè il peso di una
    colonna di aria di pari sezione,  che dal livello del mare si elevasse
    fin dove giunge l'atmosfera.
    L'esperimento  dimostrava  anche  che  non  necessariamente  la natura
    aborre dal vuoto in  tutte  le  circostanze.  Lo  spazio  che  restava
    nell'estremo  chiuso  del  tubo dopo la caduta del mercurio era vuoto,
    non contenendo altro  che  una  quantità  piccolissima  di  vapore  di
    mercurio;  questo  "vuoto  torricelliano"  fu  il primo vuoto prodotto
    artificialmente.
    Il vuoto fu messo quasi immediatamente al servizio della scienza.  Nel
    1650  lo studioso tedesco Athanasius Kircher dimostrò che il suono non
    si propaga nel vuoto, confermando, una volta tanto, un'affermazione di
    Aristotele.  Nel decennio successivo Robert Boyle mostrò  che  oggetti
    molto  leggeri cadevano nel vuoto con la stessa velocità degli oggetti
    pesanti, confermando in tal modo le teorie di Galileo sul moto (contro
    quelle di Aristotele).
    Se l'aria aveva un peso finito,  doveva avere anche un'altezza finita.
    Risultò  che  il  peso  dell'atmosfera  era  di  1,033 chilogrammi per
    centimetro quadrato;  in base a questo dato,  si  poté  calcolare  che
    l'atmosfera doveva essere alta solo otto chilometri circa - sempre che
    la sua densità restasse invariata per tutta la sua altezza.  Nel 1662,
    però,  Boyle dimostrò che questo era impossibile,  perché  la  densità
    dell'aria cresceva con la pressione.  Boyle prese un tubo a forma di J
    [i lunga] e, tenendolo verticale, versò del mercurio nell'imboccatura,
    all'estremità del ramo più lungo; il mercurio intrappolò un po' d'aria
    nell'estremo chiuso del ramo corto del tubo;  versando altro mercurio,
    la  sacca  di aria si restringeva,  e al tempo stesso la sua pressione
    aumentava,  come Boyle dedusse dal fatto che la contrazione  diminuiva
    via  via  che aumentava il peso del mercurio.  Effettuando misurazioni
    accurate, Boyle dimostrò che,  riducendo a metà il volume del gas,  la
    sua pressione raddoppiava;  in altre parole, il volume variava in modo
    inversamente proporzionale alla pressione.  Questa  storica  scoperta,
    nota come "legge di Boyle",  costituì il primo passo nella lunga serie
    di scoperte sulla  materia,  che  finirono  per  portare  alla  teoria
    atomica.
    Se  l'aria  diminuisce  di  volume  per effetto della pressione,  deve
    essere più densa a livello del  mare,  rarefacendosi  gradualmente  al
    diminuire  del  peso dell'aria sovrastante,  via via che ci si innalza
    verso gli strati superiori dell'atmosfera.  Questo fatto fu dimostrato
    per la prima volta nel 1648 dal matematico francese Blaise Pascal, che
    fece  salire  su  una montagna alta circa 1500 metri il cognato Florin
    Perier, munito di un barometro,  perché osservasse di quanto calava il
    livello del mercurio al crescere dell'altitudine.
    Calcoli  teorici  mostrarono  che,  nell'ipotesi  di  una  temperatura
    costante alle varie quote,  la  pressione  dell'aria  diminuirebbe  di
    dieci volte ogni 20 chilometri di altitudine in più. In altri termini,
    a  20  chilometri  di  quota  la  colonna di mercurio controbilanciata
    dall'aria passerebbe da 76 a 7,6 centimetri;  a 40 chilometri  sarebbe
    di 0,76 centimetri, a 60 chilometri di 0,076 centimetri, e così via. A
    un'altitudine di 180 chilometri, la pressione dell'aria sarebbe pari a
    soli 0,000000076 centimetri di mercurio.  Può sembrare assai poco,  ma
    il peso globale dell'aria al di sopra dei 180 chilometri di altitudine
    sarebbe ancora di 5,5 milioni di tonnellate.
    In realtà tutte queste cifre non sono che approssimazioni,  perché  la
    temperatura  dell'aria  varia  con l'altitudine.  Tuttavia questi dati
    forniscono  un'idea  generale  della   situazione,   mostrandoci   che
    l'atmosfera  non  ha  un  limite  netto,  ma  si  rarefà  gradualmente
    dissolvendosi nel vuoto dello spazio.  Scie di  meteoriti  sono  state
    osservate  perfino  alla  quota di 160 chilometri,  dove l'aria ha una
    pressione che è solo un milionesimo di quella che ha  alla  superficie
    della terra e una densità che è solo un miliardesimo.  Eppure è quanto
    basta per portare  all'incandescenza  questi  minuscoli  frammenti  di
    materia, riscaldati dalla resistenza dell'aria. Quanto poi alle aurore
    boreali,  che  sono  formate  da  filamenti  di  gas resi luminosi dal
    bombardamento di particelle provenienti  dallo  spazio  esterno,  esse
    vengono  localizzate  fra gli 800 e i 1000 chilometri sopra il livello
    del mare.

    Viaggi nell'aria.

    Fin dai tempi più  antichi,  sembra  che  gli  uomini  abbiano  sempre
    desiderato  ossessivamente  di  viaggiare nell'aria.  Il vento può far
    volare oggetti leggeri -  come  le  foglie,  le  piume,  i  semi.  Più
    suggestivo è il volo planato di animali come gli scoiattoli volanti, i
    falangisti volanti e perfino i pesci volanti;  ma naturalmente di gran
    lunga più appariscenti sono gli animali capaci  di  volare  veramente:
    insetti, pipistrelli, uccelli.
    Dell'aspirazione  degli  esseri  umani a seguire tali esempi è rimasta
    traccia nei miti e nelle leggende. Gli dei e i demoni sono normalmente
    in  grado  di  viaggiare  via  aria  (angeli  e   fate   sono   sempre
    rappresentati  con le ali);  vi è poi la leggenda di Icaro,  da cui ha
    preso il nome un asteroide (vedi capitolo terzo),  nonché  quella  del
    cavallo  volante,  Pegaso,  per  non parlare dei tappeti volanti delle
    leggende orientali.
    Il primo congegno artificiale in grado,  se non altro,  di librarsi ad
    altezze  notevoli per un tempo considerevole fu l'aquilone,  un foglio
    di carta, o di un materiale analogo,  teso su una leggera intelaiatura
    di legno, munito di una coda per garantire la stabilità e di una lunga
    corda con cui tenerlo.  Si dice che a inventarlo sia stato il filosofo
    greco Archita, nel quarto secolo avanti Cristo.
    Gli aquiloni sono stati usati per migliaia di  anni,  soprattutto  per
    divertimento,  anche  se  non  mancano  possibilità  di  utilizzazione
    pratica: è possibile appendervi segnali luminosi  in  modo  che  siano
    visibili  da  una  vasta  area,  oppure  si  possono sfruttare per far
    passare da una parte all'altra di un fiume o di un burrone una leggera
    corda,  che poi servirà a tendere  cavi  più  grossi,  consentendo  la
    costruzione di un ponte.
    Il  primo  tentativo  di  usare un aquilone (o cervo volante) per fini
    scientifici fu fatto nel 1749, quando un astronomo scozzese, Alexander
    Wilson,  vi attaccò dei termometri,  con la speranza  di  misurare  la
    temperatura  in  quota.  Molto  più  importante  fu  l'aquilone  fatto
    innalzare da Benjamin Franklin nel 1752,  su cui tornerò nel  capitolo
    nono.
    I cervi volanti (o analoghi marchingegni capaci di librarsi nell'aria)
    non  diventarono  abbastanza  grandi  e  robusti  da poter trasportare
    persone per altri centocinquanta  anni,  ma  il  problema  fu  risolto
    altrimenti durante la vita di Franklin.
    Nel  1782  due  fratelli  francesi,  Joseph  Michael e Jacques Etienne
    Montgolfier,  accesero un fuoco sotto a un grande involucro fornito di
    un'apertura  nella  parte  inferiore,  in modo da riempire l'involucro
    stesso di aria calda,  con l'effetto di farlo lentamente sollevare.  I
    fratelli  Montgolfier  avevano  così  lanciato  con  successo il primo
    pallone.  Nel giro di pochi mesi,  i  palloni  cominciarono  a  essere
    riempiti  di  idrogeno,  un  gas con densità pari a un quattordicesimo
    della densità dell'aria,  così che ogni chilogrammo d'idrogeno era  in
    grado di sollevare un carico utile di 13 chilogrammi.  Sulle navicelle
    dei palloni vennero fatti salire animali, e poco dopo anche uomini.
    Prima che fosse trascorso un anno dal lancio  del  primo  pallone,  un
    americano,  John  Jeffries,  compì  un  volo  su Londra con a bordo un
    barometro e altri strumenti,  tra cui un dispositivo  per  raccogliere
    l'aria  a varie altezze.  Nel 1804 lo scienziato francese Joseph Louis
    Gay-Lussac salì fino a un'altezza di oltre 7000 metri,  riportando poi
    a  terra  campioni  di  aria  rarefatta.  Queste  imprese  avventurose
    divennero un po' più sicure quando l'aeronauta  francese  Jean  Pierre
    Blanchard,  nel 1785,  ancora all'alba dell'"età del pallone", inventò
    il paracadute.
    Si era comunque quasi raggiunto il limite  a  cui  potevano  spingersi
    degli  esseri  umani  in  una  navicella  aperta:  nel 1875 tre uomini
    salirono  a  quasi  10  mila  metri,  ma  solo  uno  di  loro,  Gaston
    Tissandier,  sopravvisse alla scarsezza di ossigeno, e poté descrivere
    i  sintomi  della  mancanza  di  aria:  era  nata  così  la  "medicina
    aeronautica".  Palloni  senza uomini a bordo,  ma muniti di strumenti,
    vennero ideati e lanciati nel  1892;  in  questo  caso  era  possibile
    infatti  mandarli  ancora  più  in alto,  ottenendone poi informazioni
    sulla temperatura e la pressione di  regioni  dell'atmosfera  fino  ad
    allora inesplorate.
    Nei  primi  chilometri  di  ascesa,  la  temperatura  diminuiva,  come
    previsto.  A circa 11 chilometri era di  meno 55 gradi C.  Ma ecco una
    sorpresa: al di sopra di questo livello,  la temperatura non diminuiva
    più, anzi aumentava leggermente.
    Il meteorologo francese Léon Philippe Teisserenc de  Bort,  nel  1902,
    avanzò l'ipotesi che l'atmosfera potesse consistere di due strati: uno
    inferiore turbolento,  sede di nuvole, venti, tempeste, e di tutti gli
    altri ben noti fenomeni atmosferici (nel 1908,  egli  denominò  questo
    strato  "troposfera",  da  una  parola  greca che significa: sfera dei
    cambiamenti);  e uno  strato  superiore  più  tranquillo,  formato  da
    sottostrati dei gas più leggeri, elio e idrogeno (che denominò appunto
    "stratosfera"). Teisserenc de Bort chiamò il livello in cui cessava la
    diminuzione  della  temperatura  "tropopausa"  (fine dei cambiamenti);
    essa segna il confine tra troposfera  e  stratosfera.  La  tropopausa,
    com'è  risultato  in  seguito,  varia  da  un'altitudine  di  circa 16
    chilometri sul livello del mare, all'equatore,  a soli 8 chilometri al
    di sopra dei poli.
    Durante  la  seconda  guerra  mondiale  alcuni  piloti  di bombardieri
    americani che volavano ad alta quota scoprirono,  subito al  di  sotto
    della tropopausa,  un fenomeno eclatante: la "corrente a getto",  cioè
    un vento costante,  fortissimo,  diretto da ovest a est,  con velocità
    fino a 800 chilometri all'ora. In realtà vi sono due correnti a getto,
    una  nell'emisfero settentrionale,  alla latitudine degli Stati Uniti,
    del Mediterraneo e della Cina  settentrionale,  l'altra  nell'emisfero
    meridionale,  alla latitudine della Nuova Zelanda e dell'Argentina. Le
    correnti hanno un andamento serpeggiante,  e danno  spesso  origine  a
    vortici,  molto a nord o a sud del loro corso abituale. Oggi gli aerei
    approfittano di queste rapide correnti d'aria. Ma molto più importante
    è la scoperta che le correnti a getto hanno una grandissima  influenza
    sul  movimento delle masse d'aria a livelli inferiori,  una conoscenza
    questa  che  contribuì  immediatamente  a  migliorare  le   previsioni
    meteorologiche.
    Dato  che  gli  esseri  umani  non possono sopravvivere nell'atmosfera
    fredda e rarefatta delle grandi altezze, si rese necessario realizzare
    cabine a tenuta ermetica,  entro le quali si  potessero  mantenere  le
    pressioni  e le temperature che ha l'aria alla superficie della terra.
    Così,  nel 1931,  i fratelli Piccard (Auguste e Jean Félix),  il primo
    dei quali doveva più tardi inventare il batiscafo,  salirono fino a 18
    mila metri con un pallone a cui era  attaccata  una  navicella  chiusa
    ermeticamente.  Poi nuovi palloni di materiale plastico, più leggero e
    meno poroso della seta,  consentirono di  salire  più  in  alto  e  di
    rimanervi  più  a  lungo.  Nel  1938  un  pallone denominato "Explorer
    Secondo" si spinse fino a 21 chilometri di altezza e, durante gli anni
    ottanta,  palloni con uomini a bordo hanno raggiunto i 38  chilometri,
    mentre  palloni  senza  equipaggio  hanno  superato  addirittura  i 50
    chilometri.
    Questi voli a quote superiori hanno mostrato che la zona a temperatura
    quasi  costante  non  si  estende  indefinitamente  verso  l'alto.  La
    stratosfera finisce a un'altezza di circa 32 chilometri, e più in alto
    la temperatura comincia ad aumentare!
    In  questa "atmosfera superiore" (al di sopra della stratosfera),  che
    contiene solo il 2 per cento della massa di aria totale  della  terra,
    fu possibile penetrare negli anni quaranta, quando ulteriori progressi
    tecnologici  misero  a  disposizione  un tipo di veicolo completamente
    nuovo, il razzo (vedi capitolo terzo).
    Il modo più diretto di leggere le misure  degli  strumenti  che  hanno
    registrato  le condizioni dell'aria a grandi altitudini,  consiste nel
    far tornare tali strumenti a terra.  E' facile riportare a  terra  gli
    strumenti  portati in alto da aquiloni,  mentre i palloni sotto questo
    aspetto offrono maggiori difficoltà e i razzi, poi,  possono anche non
    ritornare affatto a terra.  Naturalmente, è possibile fare in modo che
    il razzo espella un contenitore con gli strumenti,  che ritorneranno a
    terra da soli,  ma anche questo metodo non è molto affidabile.  I soli
    razzi,  in pratica,  avrebbero contribuito assai poco all'esplorazione
    dell'atmosfera, se non fosse stato per un'invenzione concomitante - la
    trasmissione delle misure a distanza ("telemisura"). Essa fu applicata
    per  la  prima  volta  a  un pallone per la ricerca sull'atmosfera nel
    1925, da parte dello scienziato russo P. A. Molchanoff.
    Sostanzialmente,  la tecnica della telemisura si basa sulla traduzione
    delle   condizioni   che   si  vogliono  misurare  (per  esempio,   la
    temperatura) in impulsi elettrici,  che sono  trasmessi  a  terra  via
    radio.  Le  osservazioni prendono la forma di cambiamenti di intensità
    degli impulsi o di intervallo tra un impulso e l'altro.  Per  esempio,
    un cambiamento di temperatura fa variare la resistenza elettrica di un
    conduttore,   cambiando  in  tal  modo  la  natura  dell'impulso;  una
    variazione della pressione atmosferica, analogamente, si traduce in un
    dato impulso per il  fatto  che  l'aria  raffredda  il  conduttore,  e
    l'entità di tale raffreddamento dipende dalla pressione; la radiazione
    suscita impulsi in un rivelatore, e così via. Oggigiorno la telemisura
    è  diventata  talmente  sofisticata  che ai razzi sembra mancare quasi
    soltanto  la  parola:  i  loro  complessi  messaggi   debbono   essere
    interpretati da computer veloci.
    I  razzi  e  la telemisura hanno dunque mostrato che al di sopra della
    stratosfera la temperatura sale fino a un massimo  di  circa  meno  10
    gradi C all'altezza di 48 chilometri e poi scende nuovamente fino a un
    minimo di meno 90 gradi C all'altezza di 80 chilometri. Questa regione
    in  cui  la  temperatura  prima  sale  e  poi  scende  viene  chiamata
    "mesosfera",  termine coniato nel 1950 dal  geofisico  inglese  Sydney
    Chapman.
    La poca aria che si trova al di là della mesosfera non costituisce più
    di   qualche   millesimo   dell'1   per   cento   della  massa  totale
    dell'atmosfera.  Ma la temperatura di questi  atomi  dispersi  aumenta
    costantemente,  fino a un valore che si stima raggiunga i 1000 gradi C
    a 480 chilometri di altezza,  e probabilmente raggiunge valori  ancora
    più  elevati  salendo  ulteriormente;  pertanto  questo  strato  viene
    chiamato  "termosfera"  («sfera  del  calore»)  -  il  che  riecheggia
    stranamente  la  sfera del fuoco di Aristotele.  Naturalmente,  qui la
    temperatura non va associata al calore nel senso abituale:  si  tratta
    solo di una misura della velocità delle particelle.
    Al  di sopra dei 480 chilometri incomincia l'"esosfera" (termine usato
    per la prima volta da Lyman Spitzer nel 1949), che può estendersi fino
    a 1600 chilometri di  altezza,  per  poi  sfumare  gradualmente  nello
    spazio interplanetario.
    Se  avremo una conoscenza più approfondita dell'atmosfera potremo,  in
    futuro,  intervenire sul clima anziché limitarci a farne argomento  di
    conversazione.  Già  sono  stati  compiuti  alcuni passi in tal senso.
    All'inizio degli anni quaranta,  i chimici  americani  Vincent  Joseph
    Schaefer  e  Irving  Langmuir  avevano osservato che temperature molto
    basse potevano produrre i nuclei di  condensazione  necessari  per  la
    formazione  delle  gocce  di pioggia.  Nel 1946 un aereo lasciò cadere
    dell'anidride carbonica in polvere su un banco di nubi allo  scopo  di
    formare  i  nuclei  di  condensazione  e  quindi  le  gocce di pioggia
    ("semina  delle  nubi").  Mezz'ora  dopo  pioveva.   Bernard  Vonnegut
    migliorò in seguito la tecnica, scoprendo che funzionava ancora meglio
    lo  ioduro  di  argento  in polvere,  lanciato dal suolo verso l'alto;
    oggi, grazie a nuove tecniche, si ricorre alla pioggia artificiale per
    por fine - o tentare di farlo - alla siccità.  Occorre comunque sempre
    che vi siano delle nuvole, per poter applicare queste tecniche. Sempre
    con  questi  metodi,  nel  1961  gli  astronomi sovietici riuscirono a
    provocare in una zona del  cielo  una  parziale  schiarita  per  poter
    osservare un'eclissi.
    Fra  gli  altri  interventi  di  "modificazione del tempo atmosferico"
    vanno ricordati i tentativi di impedire lo sviluppo  degli  uragani  o
    almeno   di  moderarne  la  violenza,   la  semina  delle  nuvole  per
    scongiurare le grandinate  che  mettono  in  pericolo  i  raccolti,  i
    tentativi di dissipare la nebbia,  e così via. In tutti questi casi si
    sono avuti risultati  promettenti  ma  non  veri  e  propri  successi.
    Inoltre,  qualsiasi tentativo di modificare deliberatamente il tempo è
    destinato ad arrecare vantaggi a un settore a spese di  un  altro  (un
    contadino potrà desiderare che piova, mentre il gestore di un parco di
    divertimenti sarà di avviso contrario),  così che le cause legali sono
    un ovvio effetto collaterale dei programmi di modificazione del clima.
    Non è dunque facile dire cosa ci riserva il futuro in questo campo.
    I razzi non hanno come unico scopo l'esplorazione (anche se  questo  è
    stato il solo uso che abbiamo citato nel capitolo terzo). Essi possono
    essere  utilizzati  al  servizio  quotidiano dell'umanità,  come già è
    avvenuto.  Anzi,  anche alcune forme di esplorazione possono dare  dei
    risultati pratici immediati. Se si mette in orbita, mediante un razzo,
    un satellite,  esso può puntare i suoi strumenti,  invece che verso lo
    spazio esterno,  anche  in  direzione  della  terra.  In  tal  modo  i
    satelliti  hanno  consentito  di  avere per la prima volta una visione
    globale del nostro pianeta (o almeno di buona parte di  esso  in  ogni
    momento), e di studiare la circolazione dell'aria nel suo complesso.
    Il primo aprile del 1960 gli Stati Uniti lanciarono il primo satellite
    meteorologico,  il "Tiros Primo" ("Tiros" sta per "Television Infrared
    Observation Satellite",  cioè satellite per l'osservazione  televisiva
    all'infrarosso).  Poi,  nel novembre,  venne lanciato "Tiros Secondo",
    che in dieci settimane inviò a terra più di 20 mila immagini di  vasti
    tratti della superficie terrestre e della sua coltre di nubi; notevoli
    fra  queste  le  immagini  di  un  ciclone nella Nuova Zelanda e di un
    ammasso  di  nubi  nell'Oklahoma  da  cui,  presumibilmente,   stavano
    nascendo  dei  tornado.  "Tiros Terzo",  lanciato nel luglio del 1961,
    fotografò  diciotto  tempeste  tropicali,  e,  nel  settembre,  mostrò
    l'uragano  Ester  in  formazione nei Caraibi due giorni prima che esso
    venisse individuato  con  i  metodi  tradizionali.  Il  più  sensibile
    satellite,   "Nimbus  Primo",  lanciato  il  28  agosto  1964,  riuscì
    addirittura a inviare a terra fotografie delle nubi prese di notte. In
    seguito centinaia di  stazioni  automatiche  per  la  trasmissione  di
    immagini  entrarono  in  funzione  in molte nazioni,  tanto che oggi è
    divenuto inconcepibile fare una previsione  del  tempo  senza  i  dati
    forniti  dai  satelliti.  Qualsiasi  giornale,  oggi,  può  pubblicare
    quotidianamente una fotografia della distribuzione dei banchi di  nubi
    sugli Stati Uniti o altrove, e le previsioni meteorologiche, anche se,
    di sicuro, non hanno ancora raggiunto la certezza matematica, non sono
    più  un semplice tirare a indovinare,  come avveniva solo un quarto di
    secolo fa.
    Veramente affascinante e utile è il modo con cui  oggi  i  meteorologi
    sono  in  grado di individuare e seguire gli uragani.  Queste violente
    tempeste sono diventate molto più dannose che  in  passato,  perché  i
    litorali,   dopo  la  seconda  guerra  mondiale,  sono  più  densi  di
    fabbricati e più popolati,  e se non disponessimo  di  una  conoscenza
    certa  della  posizione  e  degli  spostamenti  di questi uragani,  vi
    sarebbero  indubbiamente  perdite  di  vite  umane  e  di  beni  molto
    superiori  a  quelle  che  si  verificano  oggi.  (A  proposito  della
    questione dell'utilità e del valore dei  programmi  spaziali,  già  la
    sola  segnalazione  degli  uragani  da  parte  dei  satelliti  basta a
    ripagare abbondantemente i costi di tali programmi.)
    Sono state sviluppate altre utilizzazioni «terrestri»  dei  satelliti.
    Già  nel  1945  lo scrittore inglese di fantascienza Arthur C.  Clarke
    aveva fatto notare che i satelliti avrebbero potuto essere usati  come
    ripetitori per consentire ai messaggi radio di attraversare continenti
    e  oceani,  e che sarebbero stati sufficienti tre satelliti situati in
    posizioni strategiche per costituire una rete mondiale.  Allora questo
    sembrava un sogno pazzesco, ma quindici anni dopo cominciò a diventare
    realtà.  Il 12 agosto 1960 gli Stati Uniti lanciarono "Echo Prima", un
    sottile pallone  di  poliestere  rivestito  di  alluminio,  che  venne
    gonfiato  nello spazio fino a raggiungere un diametro di 30 metri,  in
    modo che potesse fungere da riflettore passivo delle onde  radio.  Uno
    dei  responsabili del fortunato progetto era quel John Robinson Pierce
    dei Bell Telephone Laboratories,  che aveva,  a sua volta,  pubblicato
    racconti di fantascienza sotto uno pseudonimo.
    Il  10 luglio 1962,  "Telstar Primo" venne lanciato dagli Stati Uniti;
    esso faceva qualcosa di più che riflettere semplicemente: riceveva  le
    onde,  le  amplificava e le ritrasmetteva.  Come risultato i programmi
    televisivi riuscirono per la prima volta ad  attraversare  gli  oceani
    (anche  se,  naturalmente,  ciò  non ne migliorava la qualità).  Il 26
    luglio  1963  "Syncom  Secondo"  fu  posto  in  un'orbita  a  36  mila
    chilometri  dalla superficie della terra.  Il suo periodo orbitale era
    esattamente di 24 ore;  pertanto esso restava indefinitamente  librato
    al  di  sopra  dell'Oceano  Atlantico,  compiendo  la sua rotazione in
    sincronia  con  la  terra.  "Syncom  Terzo",  collocato  al  di  sopra
    dell'Oceano  Indiano,  anch'esso in sincronia con il moto della terra,
    ritrasmise  i  giochi  olimpici  dal   Giappone   agli   Stati   Uniti
    nell'ottobre del 1964.
    Un  satellite  per  le  comunicazioni  ancora più sofisticato,  "Early
    Bird",  venne lanciato il 6 aprile 1965;  esso rendeva disponibili 240
    linee  telefoniche  e  un  canale  televisivo.  (In  quell'anno  anche
    l'Unione Sovietica cominciò a inviare nello spazio  satelliti  per  le
    comunicazioni.)  Durante  gli anni settanta,  grazie alla trasmissione
    via satellite,  la televisione,  la radio e  la  radiotelefonia  hanno
    acquistato una dimensione planetaria.  Dal punto di vista tecnologico,
    la terra è diventata un  «mondo  unico»,  e  le  forze  politiche  che
    lavorano  in  direzione  opposta a questa realtà inevitabile diventano
    ogni giorno più arcaiche, anacronistiche e mortalmente pericolose.
    Il fatto che i satelliti possano essere  usati  per  realizzare  mappe
    della  superficie  terrestre  e  per  studiare  le  nubi è ovvio.  Non
    altrettanto ovvio,  ma assolutamente vero,  è il fatto che i satelliti
    possono studiare i mantelli nevosi,  gli spostamenti dei ghiacciai, le
    caratteristiche  geologiche  su  grande  scala.   In   base   a   tali
    caratteristiche geologiche è possibile individuare le regioni in cui è
    probabile l'esistenza del petrolio; è possibile studiare le colture su
    larga scala, come pure le foreste, individuando con precisione regioni
    in  cui  si  notano  anomalie  o malattie;  si possono localizzare gli
    incendi nei boschi, e individuare le zone bisognose d'irrigazione;  si
    può  studiare  l'oceano,  con  le  sue  correnti e gli spostamenti dei
    pesci.  Questi satelliti che studiano le  risorse  terrestri  sono  la
    migliore  risposta  a  quei  critici  che deplorano l'alto costo delle
    imprese spaziali, citando tutti i problemi irrisolti «di casa nostra».
    Spesso è proprio dallo spazio che  si  possono  studiare  meglio  tali
    problemi, trovando la via per risolverli.
    Infine,  vi  sono  in  orbita  numerosi "satelliti spia",  destinati a
    scoprire gli spostamenti militari,  le concentrazioni di  truppe,  gli
    arsenali e così via. Non manca certo chi progetta di fare dello spazio
    un'ennesima arena di guerra,  o di costruire "satelliti killer" aventi
    lo scopo di abbattere i satelliti nemici,  o di portare  nello  spazio
    armi  ad  alta  tecnologia,  assai  più  fulminee di quelle terrestri.
    Questo è il lato demoniaco dell'esplorazione  spaziale,  che  tuttavia
    non  può che accelerare in misura marginale i tempi con cui una guerra
    termonucleare globale potrebbe distruggere la civiltà.
    Le due  superpotenze,  Stati  Uniti  e  Unione  Sovietica,  dichiarano
    entrambe  che loro scopo è «preservare la pace»,  scoraggiando l'altra
    parte dal fare la guerra. Questa teoria,  secondo cui la pace verrebbe
    mantenuta  in  virtù  della  minaccia  di  una  «reciproca distruzione
    assicurata»,  in quanto ciascuna delle due parti sa perfettamente  che
    lo scoppio di una guerra porterebbe alla propria distruzione oltre che
    a quella dell'avversario,  è pura pazzia, perché fino a oggi aumentare
    la quantità e la pericolosità degli armamenti non ha mai  impedito  le
    guerre.

    I GAS PRESENTI NELL'ARIA.

    Gli strati inferiori dell'atmosfera.

    Prima  dell'epoca moderna l'aria era considerata una sostanza semplice
    e  omogenea;   all'inizio  del  diciassettesimo  secolo,   il  chimico
    fiammingo Jan Baptista van Helmont cominciò a sospettare che nell'aria
    vi  fossero  vari  gas,  chimicamente  diversi;  egli studiò il vapore
    emesso dalla fermentazione del succo di frutta ("anidride carbonica"),
    riconoscendovi una nuova sostanza.  Van Helmont  fu,  in  effetti,  il
    primo  a  usare  il  termine  "gas": si suppone che egli abbia coniato
    questa parola,  nel 1620 circa,  rifacendosi al termine greco "chaos",
    che  indicava la sostanza originaria con cui è stato fatto l'universo.
    Nel 1756 il chimico scozzese Joseph Black studiò  a  fondo  l'anidride
    carbonica,  stabilendo  in  modo  preciso  che  si  trattava di un gas
    diverso dall'aria, e dimostrando inoltre che ne esisteva nell'aria una
    modesta quantità.  Dieci anni  dopo  Henry  Cavendish  studiò  un  gas
    infiammabile  che non si trovava nell'atmosfera,  a cui poi venne dato
    il  nome  di  "idrogeno";  in  tal  modo  era  chiaramente  dimostrata
    l'esistenza di più gas distinti tra loro.
    Il  primo  a  comprendere che l'aria era una miscela di vari gas fu il
    chimico francese Antoine-Laurent Lavoisier,  negli anni successivi  al
    1770.  In uno dei suoi esperimenti egli scoprì che,  riscaldando in un
    recipiente chiuso una certa quantità di mercurio,  essa  si  combinava
    con parte dell'aria,  formando una polvere rossa ("ossido mercurico"),
    mentre i quattro quinti dell'aria rimanevano sotto forma gassosa.  Per
    quanto si seguitasse a riscaldare, il volume di questo gas residuo non
    diminuiva;  inoltre, una candela introdotta in tale gas non bruciava e
    un topo non riusciva a sopravvivervi.
    Lavoisier ne concluse che l'aria era costituita da due gas.  La quinta
    parte  che,  nel suo esperimento,  si combinava con il mercurio era la
    componente  dell'aria  che  sosteneva  la   vita   e   consentiva   la
    combustione,  ed  egli la denominò "ossigeno",  mentre chiamò la parte
    residua  "azoto",   termine  che  in  greco  significa  «senza  vita».
    Quest'ultimo fu chiamato, in diverse lingue, anche "nitrogeno", perché
    era presente nel nitrato di sodio, detto comunemente "nitro". Entrambi
    i  gas erano stati scoperti nel decennio precedente,  l'azoto nel 1772
    dal medico scozzese  Daniel  Rutherford  e  l'ossigeno  nel  1774  dal
    ministro della Chiesa unitaria inglese Joseph Priestley.
    Già  questo  basta  a dimostrare che l'atmosfera terrestre è unica nel
    sistema solare; oltre alla terra, sette mondi del sistema solare hanno
    un'atmosfera significativa, per quanto se ne sa. Giove, Saturno, Urano
    e Nettuno (i primi due certamente, gli ultimi due probabilmente) hanno
    un'atmosfera di idrogeno, con la presenza di piccole quantità di elio;
    Marte e Venere hanno atmosfere di anidride carbonica,  con azoto  come
    costituente secondario; Titano ha un'atmosfera di azoto con una scarsa
    presenza  di metano;  è solo la terra ad avere un'atmosfera costituita
    da due gas in parti quasi uguali,  e solo sulla terra l'ossigeno è  un
    componente importante: l'ossigeno è un gas attivo, così che, in base a
    semplici  considerazioni di carattere chimico,  ci si aspetterebbe che
    si combini con altri elementi,  scomparendo dall'atmosfera  in  quanto
    gas  libero;  torneremo  su questo punto più avanti,  in questo stesso
    capitolo,  seguitando per il momento a  occuparci  della  composizione
    chimica dell'aria.
    Verso  la  metà  del  diciannovesimo  secolo il chimico francese Henri
    Victor Regnault aveva analizzato campioni di  aria  provenienti  dalle
    più  svariate  parti  del  mondo  e aveva scoperto che la composizione
    dell'aria era uguale ovunque: il contenuto di ossigeno  era  del  20,9
    per  cento,  e si supponeva che tutto il resto fosse azoto,  salvo una
    piccola traccia di anidride carbonica.
    L'azoto è un gas relativamente inerte,  non si combina cioè facilmente
    con  altre  sostanze;  tale combinazione può però venir provocata: per
    esempio, riscaldandolo con magnesio metallico,  si ottiene "nitruro di
    magnesio"  solido.  Alcuni  anni dopo la scoperta di Lavoisier,  Henry
    Cavendish  cercò  di  eliminare  tutto   l'azoto,   combinandolo   con
    l'ossigeno sotto l'azione di una scarica elettrica, ma senza successo.
    Pur  provando  in  tutti  i  modi,  non  riusciva  a  liberarsi di una
    bollicina di gas residuo,  meno  dell'uno  per  cento  della  quantità
    originaria.   Cavendish   pensò   che  potesse  trattarsi  di  un  gas
    sconosciuto, ancora più inerte dell'azoto. Ma non tutti i chimici sono
    dei Cavendish,  così che nessuno si occupò più dell'enigma e la natura
    di questo residuo non fu chiarita per un altro secolo.
    Nel  1882  il  fisico  inglese  Robert  John  Strutt,  Lord  Rayleigh,
    confrontò la densità dell'azoto  ottenuto  dall'aria  con  la  densità
    dell'azoto ottenuto da determinate altre sostanze chimiche,  e scoprì,
    con grande sorpresa,  che quello proveniente dall'aria era decisamente
    più denso. Poteva forse darsi che l'azoto ottenuto dall'aria non fosse
    puro,  ma contenesse piccole quantità di un altro gas più pesante?  Un
    chimico scozzese, Sir William Ramsay, aiutò Lord Rayleigh a andare più
    a fondo nella faccenda,  cosa che i due  fecero  ricorrendo  all'aiuto
    della  spettroscopia.  Quando  riscaldarono  il piccolo residuo di gas
    rimasto dopo l'eliminazione dell'azoto dall'aria e ne  esaminarono  lo
    spettro,  trovarono  una  nuova  serie  di  righe  luminose,  che  non
    appartenevano ad alcun elemento noto.  Essi diedero il nome di  "argo"
    (in  greco  «inerte»)  all'elemento  appena scoperto,  che era appunto
    altamente inerte.
    L'argo rendeva ragione di quasi  tutto  quell'uno  per  cento  di  gas
    ignoto presente nell'aria; nell'atmosfera c'erano però anche tracce di
    diversi altri costituenti, ciascuno nella proporzione di qualche parte
    per milione. Durante gli anni successivi al 1890 Ramsay proseguì nelle
    sue  ricerche  e scoprì altri quattro gas inerti: il "neon" («nuovo»),
    il "cripto" («nascosto»), lo "xeno" («straniero») e l'"elio",  che era
    stato  identificato  più  di  trent'anni prima nel sole.  In epoca più
    recente lo spettroscopio per infrarosso ha  rivelato  la  presenza  di
    altri  tre gas: il "protossido di azoto" (detto «gas esilarante»),  di
    provenienza sconosciuta, il "metano", un prodotto della decomposizione
    delle sostanze organiche e  il  "monossido  di  carbonio".  Il  metano
    proviene  dalle  esalazioni  delle paludi;  si è inoltre calcolato che
    ogni  anno  vengono  immessi  nell'atmosfera  circa  40   milioni   di
    tonnellate  di  questa  sostanza,  derivanti  dalla  emissione  di gas
    intestinali da parte di bovini e altri animali di  grosse  dimensioni;
    il monossido di carbonio, probabilmente, è dovuto alle attività umane,
    provenendo dalla combustione incompleta di legno,  carbone,  benzina e
    altre sostanze simili.

    La stratosfera.

    Fin qui ci siamo occupati della composizione  degli  strati  inferiori
    dell'atmosfera.  Cosa  si  sa  della  stratosfera?  Teisserenc de Bort
    pensava che potessero esservi presenti in quantità significative  elio
    e  idrogeno,  che  galleggiano  sui gas più pesanti.  Ma si sbagliava.
    Verso la metà degli anni trenta i russi,  avendo raggiunto in  pallone
    l'alta  stratosfera,   ne  riportarono  dei  campioni  di  aria,   che
    risultarono composti di ossigeno e azoto nella stessa proporzione di 1
    a 4 caratteristica dell'aria della troposfera.
    Vi  erano  però  ragioni  per  credere  che  nell'atmosfera  superiore
    esistessero, ancora più in alto, degli strani gas; una di tali ragioni
    era  il  fenomeno della debole luminescenza diffusa ("airglow") che si
    osserva in tutto il cielo  notturno,  anche  in  assenza  della  luna;
    luminescenza che globalmente supera di molto quella delle stelle, ma è
    così  diffusa  che  non  la si nota a occhio nudo,  mentre i sensibili
    strumenti fotometrici degli astronomi sono in grado di rivelarla.
    Per molti anni l'origine di tale luminescenza rimase un  mistero.  Nel
    1928 l'astronomo V. M. Slipher riuscì a individuare nella luce diffusa
    certe  misteriose  righe  spettrali  già  trovate  nel 1864 da William
    Huggins nelle nebulose;  allora si era pensato che provenissero da  un
    elemento  sconosciuto,  a cui era stato dato il nome di "nebulio".  Ma
    nel  1927   l'astronomo   americano   Ira   Sprague   Bowen   dimostrò
    sperimentalmente che le righe provenivano da "ossigeno atomico",  cioè
    ossigeno sotto forma di singoli atomi anziché combinato nella  normale
    molecola  biatomica.  Analogamente,  si  trovò  che altre strane righe
    spettrali rilevate nelle aurore polari erano dovute ad azoto  atomico.
    L'ossigeno  e  l'azoto  atomici sono prodotti nell'atmosfera superiore
    dalle radiazioni ad  alta  energia  provenienti  dal  sole,  le  quali
    spezzano  le  molecole  in  atomi  singoli  -  una  spiegazione questa
    suggerita  per  la  prima  volta   nel   1931   da   Sydney   Chapman.
    Fortunatamente  ciò  fa  sì  che  la  radiazione ad alta energia venga
    assorbita,  o almeno  indebolita,  prima  di  raggiungere  l'atmosfera
    inferiore.
    La luminescenza diffusa del cielo notturno proviene,  secondo Chapman,
    dalla ricombinazione che avviene durante  la  notte  degli  atomi  che
    vengono    separati    dall'energia    solare   durante   il   giorno.
    Ricombinandosi,  gli  atomi  cedono  parte  dell'energia  che  avevano
    assorbito nel separarsi,  così che la luminescenza diffusa costituisce
    una sorta di restituzione differita e molto debole della  luce  solare
    in una forma nuova e particolare. Esperimenti effettuati nel 1956 - in
    laboratorio e, per mezzo di razzi, nell'atmosfera superiore - sotto la
    direzione  di Murray Zelikoff hanno fornito conferma diretta di questa
    teoria.  Spettroscopi trasportati nello spazio dai razzi  registrarono
    le   righe  verdi  dell'ossigeno  atomico  con  la  massima  intensità
    all'altezza di 96 chilometri.  La percentuale di azoto sotto forma  di
    atomi  liberi  era  più modesta,  perché le molecole di azoto hanno un
    legame più stretto di quello delle molecole di  ossigeno;  purtuttavia
    la  luce  rossa  dell'azoto  atomico  era  intensa a un'altezza di 150
    chilometri.
    Slipher   aveva   anche   trovato,    nella    luminescenza    diffusa
    dell'atmosfera, alcune righe che lo avevano insospettito, perché erano
    molto  simili  alle  ben note righe emesse dal sodio.  La presenza del
    sodio  sembrava  così  poco  probabile  che  tutta  la  questione   fu
    abbandonata  fra  molte  perplessità.  Cosa  avrebbe  mai dovuto farci
    proprio il sodio negli strati superiori dell'atmosfera? Dopo tutto non
    è un gas,  ma un metallo molto reattivo che non si trova mai  da  solo
    sulla terra, ma sempre in combinazione con altri elementi, soprattutto
    sotto forma di "cloruro di sodio", il comune sale da tavola. Nel 1938,
    però,  gli  scienziati francesi stabilirono che le righe erano davvero
    identiche a quelle del sodio.  Per  improbabile  che  fosse  la  cosa,
    doveva  esserci  del sodio nell'atmosfera superiore.  Ancora una volta
    furono gli esperimenti consentiti dai razzi a risolvere la  questione:
    gli  spettroscopi  di  bordo  registrarono  inequivocabilmente la riga
    gialla del sodio  con  un  massimo  di  intensità  all'altezza  di  88
    chilometri.  Resta  tuttora un mistero da dove provenga questo sodio -
    forse da spruzzi di sale  dell'oceano  o  dalla  vaporizzazione  delle
    meteore.  E'  ancora più strano,  poi,  che anche il "litio" - un raro
    elemento affine al sodio - contribuisca all'effetto della luminescenza
    notturna diffusa, come fu scoperto nel 1958.
    Nel corso dei  loro  esperimenti,  Zelikoff  e  i  suoi  collaboratori
    produssero  una  luminescenza diffusa artificiale,  lanciando un razzo
    che rilasciò ad alta quota una nube gassosa di ossido di azoto, capace
    di accelerare la ricombinazione degli atomi di ossigeno nell'atmosfera
    superiore.  Gli osservatori a terra poterono  facilmente  scorgere  il
    bagliore  luminoso  in  tal  modo  prodotto.  Analogo successo ebbe un
    esperimento simile condotto con il vapore di sodio,  che diede origine
    a una luminescenza gialla,  chiaramente visibile. Quando, nell'ottobre
    del 1959,  gli scienziati sovietici inviarono nello spazio  il  "Lunik
    terzo" in direzione della luna, fecero in modo che esso espellesse una
    nube  di vapori di sodio per segnalare visibilmente la propria entrata
    in orbita.
    A livelli più bassi dell'atmosfera l'ossigeno atomico scompare,  ma la
    radiazione  solare  ha  ancora  un'energia  sufficiente a provocare la
    formazione  dell'"ozono",  la  varietà  triatomica  dell'ossigeno.  La
    concentrazione  dell'ozono  è  massima  all'altezza  di 24 chilometri.
    Anche lì, in quella che viene chiamata "ozonosfera" (scoperta nel 1913
    dal fisico francese Charles  Fabry),  esso  rappresenta  una  frazione
    dell'aria  pari  soltanto a una parte su 4 milioni,  il che tuttavia è
    sufficiente ad assorbire la luce ultravioletta in misura bastante  per
    proteggere la vita sulla terra.
    L'ozono  è  formato dalla combinazione dell'ossigeno atomico (un atomo
    singolo) con le normali molecole di ossigeno (formate da  due  atomi).
    Esso  non  si  accumula  in  grandi  quantità,  perché è instabile: la
    molecola triatomica si spezza facilmente, dando origine alla molto più
    stabile forma biatomica, per azione della luce solare,  del protossido
    d'azoto  presente  naturalmente in quantità minime nell'atmosfera e di
    altre sostanze chimiche. L'equilibrio tra la formazione e la scissione
    delle molecole di ozono determina la presenza costante nell'ozonosfera
    della piccola concentrazione sopra riferita, che costituisce uno scudo
    contro  le  radiazioni  solari  ultraviolette  (le  quali   altrimenti
    spezzerebbero  gran  parte delle delicate molecole indispensabili alla
    vita) e  che  ha  protetto  la  vita  fin  dall'epoca  remota  in  cui
    l'ossigeno  è  entrato a far parte in quantità notevole dell'atmosfera
    terrestre.
    L'ozonosfera non è molto al di  sopra  della  tropopausa  e  varia  di
    altezza  allo  stesso  modo:  è  cioè  più bassa ai poli e più elevata
    all'equatore.  L'ozonosfera è più ricca di ozono ai poli e più  povera
    all'equatore,  dove  l'effetto  distruttivo  della radiazione solare è
    maggiore.
    Sarebbe molto pericoloso  se  la  tecnologia  umana  dovesse  produrre
    un'accelerazione  del  fenomeno  di  scissione  dell'ozono nelle parti
    superiori  dell'atmosfera,   indebolendo  così  lo  scudo   costituito
    dall'ozonosfera.  L'indebolimento  di  tale scudo farebbe aumentare la
    quantità di radiazione ultravioletta che raggiunge la superficie della
    terra,  il che a sua volta causerebbe  un  aumento  di  incidenza  del
    cancro  della  pelle - soprattutto tra le popolazioni di pelle chiara.
    Si è stimato che una  riduzione  del  5  per  cento  della  protezione
    assicurata  dallo  scudo  di  ozono  potrebbe  provocare,   a  livello
    mondiale,  un aumento di 500 mila casi all'anno di cancro della pelle.
    Se  aumentasse  la  concentrazione della radiazione ultravioletta,  ne
    potrebbe risentire anche la vita microscopica alla superficie del mare
    ("plancton"),  con probabili conseguenze catastrofiche,  dato  che  il
    plancton costituisce la base della catena alimentare marina e,  in una
    certa misura, anche terrestre.
    Esiste in effetti un pericolo reale  che  la  tecnologia  umana  possa
    compromettere  l'ozonosfera:  gli  aerei  a reazione volano sempre più
    numerosi  nella  stratosfera,   mentre  i  razzi  attraversano   tutta
    l'atmosfera per raggiungere lo spazio esterno.  Col tempo, le sostanze
    chimiche riversate nell'atmosfera superiore dagli scarichi  di  questi
    veicoli   potrebbero   accelerare  la  scissione  dell'ozono.   Questa
    eventualità è stata usata come  argomento  contro  lo  sviluppo  degli
    aerei supersonici, all'inizio degli anni settanta.
    Nel  1974  si  è  scoperto,  inaspettatamente,  che  le  bombole spray
    potevano costituire un pericolo,  in quanto vengono riempite di  freon
    per ottenere la pressione necessaria a provocare la fuoriuscita, sotto
    forma  di  aerosol,   del  contenuto  delle  bombolette  (per  esempio
    deodoranti, prodotti per i capelli, profumi eccetera).
    Il freon di per sé,  dal punto di vista chimico,  è il più innocuo dei
    gas  immaginabili - incolore,  inodore,  inerte,  non reattivo,  senza
    alcun effetto sugli esseri umani.  Allorché si cominciò a  parlare  di
    una  sua  possibile  pericolosità,  ne venivano immesse nell'atmosfera
    ogni anno, con l'uso di bombole o di congegni vari,  qualcosa come 770
    mila tonnellate.
    Il gas,  che non reagisce con nessuna sostanza, si diffonde lentamente
    nell'atmosfera,   raggiungendo  infine  l'ozonosfera,   dove  potrebbe
    accelerare  il  processo di rottura dell'ozono.  Questa eventualità fu
    prospettata in base a prove di laboratorio.  Resta  incerto  se  nelle
    condizioni  esistenti  nell'atmosfera  superiore  ciò  possa  avvenire
    realmente,  ma anche la sola eventualità costituisce un rischio troppo
    grande  per  liquidare il problema superficialmente.  L'uso di bombole
    spray che utilizzano il freon come propellente è diminuito decisamente
    da quando è sorta questa controversia.
    Tuttavia,  il freon viene  usato  in  misura  molto  maggiore  per  il
    condizionamento dell'aria e la refrigerazione, dove non lo si è potuto
    abbandonare  con  altrettanta  facilità  e  neppure  lo  si  è  potuto
    sostituire; pertanto l'ozonosfera seguita a essere in pericolo, perché
    il freon, una volta prodotto,  è destinato a essere scaricato presto o
    tardi nell'atmosfera.

    La ionosfera.

    L'ozono  non è il solo costituente dell'atmosfera che a grande altezza
    si trovi  in  proporzioni  molto  maggiori  che  in  prossimità  della
    superficie  terrestre.  Ulteriori  esperimenti  effettuati  mediante i
    razzi hanno mostrato che le ipotesi avanzate  da  Teisserenc  de  Bort
    sugli strati di elio e idrogeno non erano sbagliate,  ma semplicemente
    collocavano tali strati fuori di posto.  Dai 320 ai 1000 chilometri di
    altezza,  dove l'atmosfera diventa talmente rarefatta da approssimarsi
    al vuoto,  esiste uno  strato  di  elio,  oggi  chiamato  "eliosfera".
    L'esistenza  di  tale strato venne dedotta per la prima volta nel 1961
    dal fisico belga Marcel Nicolet in base all'effetto  dell'attrito  sul
    satellite  "Echo  Prima".  Questa deduzione venne confermata quando si
    poté  effettuare  l'analisi  del  gas  rarefatto   tramite   "Explorer
    Diciassettesimo", lanciato il 2 aprile 1963.
    Al  di  sopra  dell'eliosfera  vi  è  uno  strato  ancora più tenue di
    idrogeno,  la "protonosfera",  che si estende verso l'alto  forse  per
    circa  65 mila chilometri,  prima di svanire raggiungendo gradualmente
    la densità dello spazio interplanetario.
    Le alte temperature e la radiazione ad alta energia possono fare molto
    di più che dissociare gli atomi di una  molecola  o  provocarne  nuove
    combinazioni.   Possono   strappare   gli   elettroni   dagli   atomi,
    "ionizzando" questi ultimi.  Ciò che resta dell'atomo  viene  chiamato
    "ione",  e differisce da un atomo normale per il fatto che è dotato di
    carica elettrica.  Il termine ione fu introdotto negli anni trenta del
    diciannovesimo  secolo dallo studioso inglese William Whewell e deriva
    da una parola greca che significa «viaggiante»;  la  ragione  di  tale
    nome  sta  nel  fatto che quando una corrente elettrica attraversa una
    soluzione contenente degli ioni, gli ioni di carica positiva viaggiano
    in una direzione,  mentre quelli  di  carica  negativa  migrano  nella
    direzione opposta.
    Un  giovane  chimico svedese,  Svante August Arrhenius,  fu il primo a
    suggerire, nel 1884, che gli ioni fossero atomi dotati di carica,  per
    spiegare  il  comportamento,   altrimenti  incomprensibile,  di  certe
    soluzioni che conducevano la corrente elettrica. Le idee di Arrhenius,
    esposte nella sua tesi di dottorato presentata  in  quell'anno,  erano
    talmente  rivoluzionarie  che  gli esaminatori a fatica si risolsero a
    promuoverlo.  Le particelle cariche all'interno dell'atomo  non  erano
    ancora  state  scoperte,  e  l'idea  di un atomo elettricamente carico
    appariva ridicola.  Arrhenius conseguì il dottorato  ma  con  il  voto
    minimo.
    Quando, sul finire del secolo scorso, venne scoperto l'elettrone (vedi
    capitolo  sesto),  improvvisamente  la  teoria di Arrhenius assunse un
    significato sorprendente.  Nel 1903 gli fu assegnato il  premio  Nobel
    per  la chimica per quella stessa tesi che diciannove anni prima aveva
    messo in pericolo il suo dottorato. (Tutto ciò,  lo ammetto,  potrebbe
    sembrare  un'improbabile  trama  di  film,  ma la storia della scienza
    contiene   molti   episodi   che   fanno   impallidire   la   fantasia
    hollywoodiana.)
    La   scoperta   degli   ioni  nell'atmosfera  avvenne  solo  dopo  gli
    esperimenti di Guglielmo Marconi con il telegrafo senza fili.  Quando,
    il  12  dicembre  1901,  egli  inviò  dei  segnali dalla Cornovaglia a
    Terranova  attraverso  3400  chilometri  di  Oceano   Atlantico,   gli
    scienziati  rimasero stupefatti: le onde radio viaggiano solo in linea
    retta;  come avevano dunque potuto seguire la curvatura  della  terra,
    raggiungendo l'isola di Terranova?
    Un fisico britannico,  Oliver Heaviside, e un ingegnere elettrotecnico
    americano, Arthur Edwin Kennelly, suggerirono ben presto che i segnali
    radio potevano esser stati riflessi  verso  terra  da  uno  strato  di
    particelle  cariche  nella  parte  alta dell'atmosfera.  Lo "strato di
    Kennelly-Heaviside",  come  venne  chiamato  in  seguito,   fu  infine
    localizzato  nel  1922.  Il  fisico  inglese Edward Victor Appleton lo
    individuò  mentre  studiava  uno  strano  fenomeno  di  affievolimento
    ("fading")   nelle   trasmissioni   radiofoniche.   Egli  giunse  alla
    conclusione che tale fenomeno era prodotto da un'interferenza tra  due
    segnali  aventi  origine comune: uno che dal trasmettitore raggiungeva
    direttamente il ricevitore,  l'altro che  percorreva  un  cammino  più
    lungo  venendo  riflesso dalla parte superiore dell'atmosfera.  L'onda
    ritardata era sfasata rispetto alla prima,  così che le  due  onde  si
    cancellavano parzialmente, provocando il "fading".
    A  questo punto era facile trovare l'altezza dello strato riflettente;
    tutto ciò  che  Appleton  doveva  fare  era  inviare  dei  segnali  di
    lunghezza d'onda tale che il segnale diretto cancellasse completamente
    quello  riflesso,  cioè  tale  che  i due segnali arrivassero con fasi
    esattamente opposte. In base alla lunghezza d'onda del segnale usato e
    alla  velocità  nota  delle  radioonde,  Appleton  poté  calcolare  la
    differenza dei cammini percorsi dai due treni d'onda; in tal modo egli
    poté  stabilire,  nel  1924,  che  lo  strato di Kennelly-Heaviside si
    trovava a un'altezza di circa 105 chilometri.
    Il fading dei radiosegnali avveniva solitamente  di  notte.  Nel  1926
    Appleton  scoprì  che  poco prima dell'alba le onde radio non venivano
    riflesse dallo strato di Kennelly-Heaviside,  ma da strati ancora  più
    alti  (che  oggi  vengono  talora chiamati "strati di Appleton"),  che
    cominciano all'altezza di 225 chilometri.
    Per tutte queste scoperte Appleton ricevette il premio  Nobel  per  la
    fisica  nel  1947;  era  stato  lui a localizzare l'importante regione
    dell'atmosfera chiamata "ionosfera" (termine introdotto nel  1930  dal
    fisico  scozzese  Robert Alexander Watson-Watt).  La ionosfera include
    quelle che in seguito furono chiamate mesosfera e termosfera,  e  oggi
    viene  suddivisa  in  strati.  Dalla  stratopausa fino a un'altezza di
    circa 105 chilometri, si estende la "regione D"; al di sopra di questa
    vi è lo strato  di  Kennelly-Heaviside,  chiamato  "strato  D";  sopra
    questo strato, e fino a un'altezza di 225 chilometri, vi è la "regione
    E"  -  una  zona intermedia relativamente povera di ioni.  Seguono gli
    strati di Appleton: lo "strato F1", a 225 chilometri, e lo "strato F2"
    a  320;   il  primo  è  più  ricco  di  ioni,   mentre  il  secondo  è
    significativamente  ionizzato  solo durante il giorno.  Al di sopra di
    questi strati vi è la "regione F".
    Questi strati riflettono e assorbono solo le onde radio lunghe,  usate
    normalmente  per  le  trasmissioni  radiofoniche,  mentre  le onde più
    corte, per esempio quelle usate nelle trasmissioni televisive,  per la
    maggior  parte  li  attraversano.  E'  questa la ragione che limita la
    portata delle trasmissioni televisive  -  limite  a  cui  si  è  posto
    rimedio   collocando   in  orbita  alcuni  satelliti  che  fungono  da
    ripetitori,   permettendo  le  trasmissioni  televisive   in   diretta
    attraverso  oceani e continenti.  Anche le radioonde provenienti dallo
    spazio  (per  esempio  dalle  radio-stelle)  possono  attraversare  la
    ionosfera:  è una fortuna,  perché altrimenti non sarebbe possibile la
    radioastronomia dalla superficie terrestre.
    La ionosfera è più efficace verso sera,  dopo che ha subìto  l'effetto
    della  radiazione  solare  per tutto l'arco della giornata,  mentre si
    affievolisce verso l'alba,  quando molti ioni  ed  elettroni  si  sono
    ricombinati.   Le   tempeste  solari,   intensificando  il  flusso  di
    particelle e di radiazione ad alta energia  inviato  verso  la  terra,
    aumentano  il  grado  di  ionizzazione  e  lo  spessore  degli  strati
    ionizzati.  Anche le zone al di sopra della ionosfera si accendono  di
    bagliori  dando  origine  a  manifestazioni  aurorali.  Durante queste
    tempeste elettriche la trasmissione a grande distanza delle onde radio
    sulla terra è estremamente disturbata,  e  talvolta  anche  del  tutto
    impedita.
    Si  è  poi  scoperto  che  la  ionosfera  non è che una delle fasce di
    radiazione che circondano la terra.  Al di  fuori  dell'atmosfera,  in
    quello  che  veniva  considerato «spazio vuoto»,  nel 1958 i satelliti
    scoprirono qualcosa di veramente sorprendente: ma per  comprendere  di
    che  cosa  si trattasse,  occorre prima fare una breve digressione sul
    magnetismo.

    I MAGNETI.
    I magneti hanno preso nome dall'antica città greca di Magnesia, presso
    la quale  furono  scoperte  le  prime  "magnetiti".  La  magnetite  (o
    calamita  naturale)  è  un ossido di ferro che ha proprietà magnetiche
    naturali.  La tradizione vuole che Talete di Mileto sia stato il primo
    filosofo a descriverla, attorno al 550 avanti Cristo.

    Magnetismo ed elettricità.

    I magneti diventarono qualcosa di più di una semplice curiosità quando
    si  scoprì  che  un  ago  di acciaio messo a contatto con una calamita
    restava magnetizzato e che,  lasciato libero di ruotare  in  un  piano
    orizzontale,  esso  finiva  col  disporsi approssimativamente lungo la
    direzione nord-sud.  Naturalmente tale ago risultò di  enorme  utilità
    per  i  naviganti;  esso  divenne  praticamente  indispensabile per la
    navigazione  oceanica,   anche  se   i   polinesiani   riuscirono   ad
    attraversare il Pacifico da isola a isola senza bussola.
    Non  sappiamo  chi  fu  il primo a collocare un ago magnetizzato su un
    perno e a chiuderlo in un contenitore,  realizzando  una  bussola.  Si
    dice  che i primi a farlo furono i cinesi,  che avrebbero trasmesso la
    loro invenzione  agli  arabi,  i  quali,  a  loro  volta,  l'avrebbero
    comunicata agli europei. Ma si tratta di notizie dubbie, forse solo di
    una  leggenda.  Ad  ogni modo,  nel dodicesimo secolo la bussola entrò
    nell'uso comune in Europa, e nel 1269 uno studioso francese,  più noto
    con   il   nome   latinizzato  di  Petrus  Peregrinus,   la  descrisse
    dettagliatamente.  Peregrinus chiamò "polo nord" e "polo  sud"  i  due
    estremi   del  magnete  che  puntano  rispettivamente  verso  i  punti
    cardinali nord e sud.
    Naturalmente ci si chiese la ragione per cui un ago magnetizzato punta
    verso il nord.  Poiché si sapeva che i magneti si attraggono tra loro,
    qualcuno  pensò  che  esistesse,   all'estremo  nord,  una  gigantesca
    montagna di magnetite verso cui tendeva l'ago.  (Nelle  "Mille  e  una
    notte",  il  racconto  di  Sindbad il Marinaio ricorre all'immagine di
    questa montagna,  sortendo un grande  effetto  letterario.)  Altri  si
    dimostrarono ancora più fantasiosi,  attribuendo ai magneti un'«anima»
    e una sorta di vita.
    Lo studio scientifico dei  magneti  iniziò  con  William  Gilbert,  il
    medico  di corte della regina Elisabetta Prima;  fu Gilbert a scoprire
    che la terra stessa  è  un  gigantesco  magnete.  Egli  montò  un  ago
    magnetizzato  in  modo  che  potesse  ruotare  in  un  piano verticale
    ("bussola di inclinazione"): il polo nord dell'ago si orientò verso il
    suolo ("inclinazione magnetica").  Usando una  calamita  sferica  come
    modello della terra, Gilbert trovò che l'ago si comportava allo stesso
    modo  quando era situato sull'emisfero settentrionale della sua sfera.
    Gilbert pubblicò i risultati dei suoi esperimenti nel 1600 in un'opera
    classica, intitolata "De Magnete".
    Gli scienziati discussero a lungo la possibilità che la  terra  avesse
    come nucleo un gigantesco magnete naturale. Pur essendo risultato vero
    che  la  terra  ha  un  nucleo  di ferro,  oggi si sa che esso non può
    sicuramente essere un magnete, perché il ferro,  riscaldato,  perde le
    sue  intense  proprietà  magnetiche ("ferromagnetismo") a 760 gradi C,
    mentre la temperatura del nucleo terrestre deve essere di almeno  1000
    gradi C.
    La  temperatura  alla quale una sostanza perde le proprietà magnetiche
    viene chiamata "temperatura  di  Curie",  essendo  stata  scoperta  da
    Pierre  Curie  nel 1895.  Anche il cobalto e il nichel,  che hanno una
    stretta  somiglianza  con  il  ferro   sotto   molti   aspetti,   sono
    ferromagnetici.  Per  il nichel la temperatura di Curie è di 356 gradi
    C,  per il cobalto di 1075 gradi  C.  Alle  basse  temperature,  anche
    alcuni  altri  metalli  sono  ferromagnetici;  per  esempio  lo  è  il
    disprosio, sotto i meno 188 gradi C.
    In generale il magnetismo  è  una  proprietà  intrinseca  dei  singoli
    atomi;  ma in quasi tutti i materiali i minuscoli magneti atomici sono
    orientati in modo casuale, il che causa l'eliminazione reciproca quasi
    completa  dell'effetto;  ciononostante,   spesso  si  nota  ancora  la
    presenza  di  deboli proprietà magnetiche,  che vanno sotto il nome di
    "paramagnetismo". L'intensità del magnetismo viene espressa in termini
    di "permeabilità": la permeabilità del vuoto  è  1,00,  mentre  quella
    delle sostanze paramagnetiche è compresa tra 1,00 e 1,01.
    Le  sostanze  ferromagnetiche  hanno  permeabilità molto maggiori.  Il
    nichel ha una permeabilità pari a  40,  il  cobalto  a  55,  il  ferro
    dell'ordine  delle migliaia.  Nel 1907 il fisico francese Pierre Weiss
    postulò l'esistenza in tali sostanze di "domini", cioè di piccolissime
    zone,  con un diametro compreso fra 0,001 e 0,1 centimetri  (che  sono
    state effettivamente osservate), entro le quali i magneti atomici sono
    allineati  in  modo  da  rinforzarsi  a vicenda,  producendo dei campi
    totali intensi. Nel comune ferro non magnetizzato,  questi domini sono
    orientati  in modo casuale,  e annullano l'uno gli effetti dell'altro.
    Quando invece i domini vengono orientati parallelamente dall'azione di
    un altro magnete, il ferro risulta magnetizzato. Il riorientamento dei
    domini durante la magnetizzazione produce effettivamente  schiocchi  e
    sfrigolii di assestamento che possono essere rilevati con un'opportuna
    amplificazione;  essi  costituiscono l'"effetto Barkhausen",  dal nome
    del loro scopritore, il fisico tedesco Heinrich Barkhausen.
    Anche nelle  "sostanze  antiferromagnetiche",  come  il  manganese,  i
    domini si allineano,  ma in direzioni alternate,  il che elimina quasi
    del tutto il magnetismo;  al di sopra  di  una  data  temperatura,  le
    sostanze perdono l'antiferromagnetismo, diventando paramagnetiche.
    Se  il  nucleo  di  ferro  della  terra  non  è esso stesso un magnete
    permanente, a causa della sua temperatura superiore a quella di Curie,
    si deve trovare un'altra spiegazione dell'azione della terra  sull'ago
    della  bussola.  Tale  spiegazione  cominciò a emergere in conseguenza
    delle  scoperte  dello  scienziato  inglese  Michael   Faraday   sulla
    relazione tra magnetismo ed elettricità.
    Nel  secondo decennio del secolo scorso,  Faraday prese le mosse da un
    esperimento  che  era  stato  in  precedenza   descritto   da   Petrus
    Peregrinus,  e  che  ancora oggi costituisce una fonte di divertimento
    per i giovani studenti di fisica.  Esso consiste nel cospargere di una
    fine  limatura di ferro un foglio di carta posto sopra a una calamita,
    dando poi dei leggeri colpetti al  foglio  stesso:  la  limatura  così
    scossa  tende ad allinearsi formando degli archi diretti dal polo nord
    al polo sud del magnete.  Faraday affermò che questi archi  indicavano
    delle  vere e proprie "linee di forza magnetiche",  formanti un "campo
    magnetico".
    Faraday aveva iniziato a  indagare  sul  fenomeno  del  magnetismo  in
    seguito  agli studi del fisico danese Hans Christiaan Oersted.  Avendo
    quest'ultimo scoperto,  in  un  suo  esperimento  del  1820,  che  una
    corrente   elettrica  che  percorre  un  filo  metallico  posto  nelle
    vicinanze di una bussola ne fa  deviare  l'ago,  Faraday  giunse  alla
    conclusione  che  la  corrente  dovesse  generare delle linee di forza
    magnetiche intorno al filo metallico stesso.
    La  sua  convinzione  si  era  rafforzata  anche  per  gli  studi  sui
    conduttori  effettuati  dal  fisico francese André Marie Ampère subito
    dopo  la  scoperta  di  Oersted.   Ampère  aveva  dimostrato  che  due
    conduttori   paralleli  in  cui  la  corrente  scorreva  nella  stessa
    direzione si  attraevano  tra  loro,  mentre  si  respingevano  se  la
    corrente scorreva in direzioni opposte. Ciò ricordava da vicino quanto
    avviene tra due poli magnetici,  che si respingono se uguali (entrambi
    poli nord o entrambi poli sud),  e si attirano se opposti.  Ma  Ampère
    andò  oltre  dimostrando  che  una bobina cilindrica di filo metallico
    ("solenoide") in cui veniva fatta passare una  corrente  elettrica  si
    comportava  come  una  sbarra  magnetica.  E' in ricordo di questo suo
    lavoro che,  nel 1881,  l'unità di misura dell'intensità  di  corrente
    elettrica è stata ufficialmente denominata "ampère".
    Stando  così  le  cose,  rifletté  Faraday  (e la sua fu una delle più
    feconde intuizioni della storia della scienza),  se l'elettricità  può
    indurre  un  campo magnetico tanto simile a quello di un magnete reale
    che dei fili metallici percorsi dalla corrente si comportano come vere
    e proprie calamite, perché non dovrebbe valere anche l'inverso? Perché
    un magnete non dovrebbe indurre  una  corrente  elettrica,  del  tutto
    simile alla corrente prodotta da una batteria chimica?
    Nel 1831,  Faraday eseguì un esperimento che doveva cambiare la storia
    dell'umanità.  Avvolse a  spirale  un  filo  metallico  intorno  a  un
    segmento  di un anello di ferro,  e un secondo filo intorno a un altro
    segmento dello stesso anello;  poi collegò  la  prima  spirale  a  una
    batteria.  Il  suo  ragionamento  era il seguente: quando una corrente
    avesse percorso la prima spirale,  si sarebbero create delle linee  di
    forza  magnetica che si sarebbero concentrate nell'anello di ferro,  e
    questo magnetismo indotto avrebbe dovuto,  a sua volta,  produrre  una
    corrente  nel  secondo avvolgimento.  Per rivelare la presenza di tale
    corrente, Faraday collegò la seconda spirale a un "galvanometro" - uno
    strumento per misurare le correnti elettriche,  che era  stato  ideato
    dal fisico tedesco Johann Salomon Christoph Schweigger nel 1820.
    L'esperimento  non  ebbe  l'esito  previsto  da  Faraday: il flusso di
    corrente  nel  primo  avvolgimento  non  generò  nulla  nel   secondo.
    Tuttavia,  Faraday notò che l'ago del galvanometro, nel momento in cui
    egli aveva fatto passare la corrente, si era leggermente mosso,  e che
    lo  stesso  era avvenuto,  ma in direzione opposta,  quando egli aveva
    tolto la corrente. Immediatamente formulò l'ipotesi che a provocare la
    corrente  fosse  il  movimento  delle  linee   di   forza   magnetiche
    concatenate  al  filo  metallico,  e  non  il magnetismo in se stesso.
    Quando una corrente cominciava a passare nel primo avvolgimento,  essa
    originava un campo magnetico,  che,  propagandosi, tagliava la seconda
    spirale, inducendovi una corrente elettrica istantanea.  Inversamente,
    quando  si interrompeva la corrente della batteria,  le linee di forza
    magnetiche venivano meno e di nuovo tagliavano  il  filo  del  secondo
    avvolgimento,  provocando  un  breve  impulso di corrente in direzione
    opposta a quella del flusso precedente.
    Faraday aveva così scoperto il principio  dell'induzione  elettrica  e
    creato  il  primo  "trasformatore".  Egli proseguì i suoi esperimenti,
    dando una dimostrazione più evidente del fenomeno con il ricorso a  un
    magnete  permanente,  che  spostava  dentro  e  fuori da un solenoide;
    benché non fosse presente alcuna fonte di  elettricità,  una  corrente
    passava nel filo tutte le volte che esso intersecava le linee di forza
    del magnete.
    Le  scoperte di Faraday non solo portarono direttamente alla creazione
    della dinamo per la produzione di elettricità, ma posero anche le basi
    su  cui  poi  James   Clerk   Maxwell   eresse   la   propria   teoria
    "elettromagnetica",   che   collegava  la  luce  con  altre  forme  di
    radiazione (come le onde radio) in  un'unica  famiglia,  quella  delle
    "radiazioni elettromagnetiche".

    Il campo magnetico terrestre.

    La  stretta  relazione  tra  magnetismo  ed  elettricità  fornisce una
    possibilità di spiegare il magnetismo terrestre.  L'ago della  bussola
    ha  messo in evidenza le linee di forza del campo magnetico terrestre,
    che vanno dal "polo magnetico nord",  situato a nord  del  Canada,  al
    "polo magnetico sud",  situato al limite dell'Antartide: i due poli si
    trovano entrambi a circa 15 gradi di latitudine dai  poli  geografici.
    (Il rilevamento del campo magnetico terrestre è stato effettuato anche
    a  grande  altezza  mediante  razzi forniti di "magnetometri".) L'idea
    nuova è che il magnetismo terrestre dipenda dalla presenza di correnti
    elettriche che scorrono in profondità all'interno della terra.
    Il fisico Walter Maurice Elsasser ha proposto che la  rotazione  della
    terra  produca,  nel  nucleo  di  ferro  fuso,  dei  lenti  vortici in
    direzione ovest-est.  Questi vortici avrebbero l'effetto  di  generare
    una  corrente  elettrica,  anch'essa  diretta  da ovest verso est;  la
    corrente  elettrica  circolante  produrrebbe  delle  linee  di   forza
    magnetiche   nel   nucleo   terrestre,   esattamente   come   avveniva
    nell'esperimento di Faraday: si originerebbe così l'equivalente di  un
    magnete interno orientato in direzione nord-sud. Questo magnete, a sua
    volta,  spiegherebbe  la  presenza  del campo magnetico generale della
    terra,  orientato approssimativamente lungo l'asse  di  rotazione,  in
    modo che i poli magnetici risultano vicini ai poli geografici.
    Anche  il  sole  ha  un  campo magnetico globale,  che ha un'intensità
    doppia o tripla di quella del campo magnetico terrestre;  inoltre esso
    presenta  campi  magnetici locali,  che sembrano essere associati alle
    macchie solari: questi ultimi sono  migliaia  di  volte  più  intensi.
    Studi  effettuati  su  questi  campi  (resi possibili dal fatto che un
    intenso campo magnetico altera la lunghezza d'onda della luce  emessa)
    fanno   pensare  che  all'interno  del  sole  possano  esservi  flussi
    circolari di cariche elettriche.
    In effetti,  molte caratteristiche enigmatiche  delle  macchie  solari
    potrebbero essere chiarite una volta che si fossero decifrate le cause
    dei  campi magnetici su scala astronomica.  Le macchie solari appaiono
    solo a certe latitudini,  ma,  durante  un  ciclo,  queste  latitudini
    mutano.  Le macchie presentano un dato orientamento magnetico,  che si
    inverte a ogni nuovo ciclo,  così che il ciclo completo da un  massimo
    con  un  orientamento  magnetico a un massimo successivo con lo stesso
    orientamento magnetico,  dura in media circa 21 anni.  Le  ragioni  di
    queste attività delle macchie solari non sono ancora note.
    Ma  non  occorre andare sul sole per trovare misteri relativi ai campi
    magnetici. I problemi abbondano anche qui,  sulla terra.  Per esempio,
    perché i poli magnetici non coincidono con quelli geografici?  Il polo
    magnetico nord dista circa 1600 chilometri dal polo nord,  e lo stesso
    accade   per   il  polo  sud.   Inoltre  i  poli  magnetici  non  sono
    diametralmente opposti: la linea che li congiunge  ("asse  magnetico")
    non passa per il centro della terra.
    Per di più, la deviazione dell'ago della bussola rispetto al vero nord
    (cioè alla direzione del polo nord) varia in modo irregolare quando ci
    si sposta verso est o verso ovest. Durante il primo viaggio di Colombo
    l'ago  della  bussola presentò proprio tale fenomeno - circostanza che
    egli tenne nascosta per evitare che il suo equipaggio cadesse in preda
    al terrore e lo obbligasse a ritornare indietro.
    Questa è una delle ragioni per cui l'uso della bussola  magnetica  per
    determinare  la  direzione  è  tutt'altro che soddisfacente.  Nel 1911
    l'inventore americano Elmer Ambrose Sperry introdusse  un  metodo  per
    stabilire la direzione che, anziché basarsi sul magnetismo, si fondava
    sul  fatto  che una ruota con il bordo pesante in rapida rotazione (un
    "giroscopio",  studiato per la prima volta da quello  stesso  Foucault
    che  aveva  dimostrato che la terra gira) tende a opporre resistenza a
    qualsiasi mutamento del piano di rotazione;  tale tendenza può  essere
    sfruttata  per  ottenere  una  "bussola  giroscopica",   che  conserva
    l'orientamento verso una data direzione e può  fungere  da  guida  per
    navi e razzi.
    Pur  essendo  lungi  dalla  perfezione,  la  bussola magnetica è stata
    utilizzata vantaggiosamente  dagli  esseri  umani  per  secoli;  della
    deviazione  dell'ago  magnetico  dal vero nord si può tener conto.  Un
    secolo dopo Colombo,  nel 1581,  l'inglese Robert  Norman  preparò  la
    prima  mappa  che  indicava  la direzione reale assunta dall'ago della
    bussola ("declinazione magnetica") in  diverse  parti  del  mondo.  Le
    linee  che  uniscono i punti del pianeta aventi la stessa declinazione
    ("isogone") vanno in modo irregolare dal polo nord magnetico  al  polo
    sud magnetico.
    Sfortunatamente  queste mappe vanno aggiornate periodicamente,  perché
    la declinazione magnetica muta col tempo anche in  uno  stesso  luogo;
    per esempio, la declinazione a Londra si spostò di 32 gradi di arco in
    due secoli: mentre nel 1600 era,  rispetto al nord,  di 8 gradi a est,
    seguitò poi a ruotare in senso antiorario fino a disporsi, nel 1800, a
    24 gradi a ovest.  In seguito ha ripreso a spostarsi in senso opposto,
    così che nel 1950 era di soli 8 gradi a ovest.
    Anche l'inclinazione magnetica muta lentamente nel tempo in ogni luogo
    della  terra,  così  che anche le mappe delle linee che uniscono punti
    con uguale  inclinazione  ("isocline")  devono  essere  aggiornate  di
    continuo.  Inoltre,  l'intensità del campo magnetico terrestre aumenta
    con la latitudine: vicino ai poli magnetici è tre volte  maggiore  che
    nelle  regioni  equatoriali.  A  sua  volta,  questa  intensità cambia
    continuamente,  così che anche le  mappe  delle  "isodinamiche"  vanno
    continuamente aggiornate.
    Come  tutto  quanto  riguarda  il  campo magnetico,  anche l'intensità
    globale del campo è variabile. Da qualche tempo essa va diminuendo. Il
    campo ha perso il 15 per cento della sua intensità totale dal 1670; se
    tale diminuzione continuasse,  l'intensità si ridurrebbe a zero  verso
    l'anno 4000.  Cosa accadrebbe poi?  Continuerebbe a diminuire, subendo
    un'inversione,  cioè presentando il polo magnetico nord nell'Antartide
    e  quello  sud  nell'Artico?  In  altri  termini,  il  campo magnetico
    terrestre è soggetto a un ciclo periodico durante il quale diminuisce,
    si inverte, aumenta, torna a diminuire, si inverte nuovamente,  e così
    via?
    Un  metodo  per  rispondere a questa domanda ci è offerto dallo studio
    delle rocce vulcaniche.  Quando la lava si raffredda,  i cristalli che
    si formano risultano allineati con il campo magnetico. Già nel 1906 il
    fisico francese Bernard Brunhes aveva osservato che alcune rocce erano
    magnetizzate  in  direzione  "opposta"  a  quella  attuale  del  campo
    magnetico terrestre;  tale scoperta fu quasi ignorata ai  suoi  tempi,
    perché  sembrava irragionevole;  oggi però la cosa è accettata in modo
    generale.  Le rocce sono rivelatrici: esse non solo ci  informano  del
    fatto  che  il campo magnetico terrestre si è invertito,  ma ci dicono
    anche che lo ha fatto molte volte: nove volte negli ultimi  4  milioni
    di anni, a intervalli irregolari.
    La  scoperta  più  spettacolare a questo proposito riguarda il fondale
    oceanico.  Se è vero che roccia  fusa  fuoriesce  attraverso  il  Rift
    Globale  e si raffredda sui suoi due lati,  allora,  spostandosi verso
    est o verso ovest rispetto al Rift,  si devono trovare  rocce  che  si
    sono solidificate in tempi sempre più remoti. Studiando l'allineamento
    magnetico  si trovano effettivamente,  via via che ci si allontana dal
    Rift,   fasce  di  opposto   orientamento   alternate   a   intervalli
    corrispondenti  a  periodi variabili fra 50 mila e 20 milioni di anni.
    La distribuzione di tali fasce è specularmente identica sui  due  lati
    del  Rift.  L'unica  spiegazione  razionale trovata finora è quella di
    ammettere tanto l'espansione del fondale  marino  quanto  le  ripetute
    inversioni del campo magnetico.
    Accertata  la  realtà  dell'inversione  rimane comunque l'enigma delle
    ragioni per cui essa avviene.
    Oltre agli  spostamenti  a  lungo  termine  del  campo  magnetico,  si
    verificano anche alcune lievi variazioni giornaliere: ciò fa pensare a
    qualche relazione con il sole. Vi sono poi dei "giorni perturbati", in
    cui  l'ago  della  bussola  salta  qua e là con insolita vivacità.  In
    questi casi,  si usa dire che la terra sta attraversando una "tempesta
    magnetica".  Le  tempeste  magnetiche  sono  identiche  alle  tempeste
    elettriche; solitamente sono accompagnate da un aumento dell'intensità
    delle manifestazioni aurorali - una connessione questa  osservata  già
    nel 1759 dal fisico inglese John Canton.
    L'"aurora  boreale"  (espressione  introdotta  nel  1621  dal filosofo
    francese Pierre Gassendi) è uno splendido  spettacolo,  caratterizzato
    da mutevoli strisce di luce dei più svariati colori,  che producono un
    effetto di una magnificenza soprannaturale. Il fenomeno corrispondente
    nell'Antartide viene detto "aurora  australe".  Nel  1741  l'astronomo
    svedese  Anders  Celsius  notò una relazione tra aurore polari e campo
    magnetico terrestre.  Le bande luminose delle aurore sembrano  seguire
    le  linee  di  forza  del campo magnetico terrestre,  concentrandosi e
    diventando  visibili  proprio  là  dove  tali  linee   di   forza   si
    infittiscono,  avvicinandosi  maggiormente  tra  loro  -  cioè ai poli
    magnetici.  Durante le tempeste magnetiche,  l'aurora boreale  diventa
    visibile  anche a latitudini molto più basse,  come quelle di Boston e
    New York.
    Non fu dunque difficile capire le cause dell'aurora  polare.  Dopo  la
    scoperta  della  ionosfera,  si comprese che qualcosa (presumibilmente
    qualche tipo di radiazione solare) forniva energia  agli  atomi  nella
    parte  superiore dell'atmosfera,  convertendoli in ioni elettricamente
    carichi.  Di notte gli ioni  perdevano  la  carica  e  l'energia:  era
    quest'ultima  a  rendersi  visibile  sotto forma di luce aurorale.  Si
    trattava di una forma particolare  di  luminescenza  atmosferica,  che
    seguiva  le  linee di forza magnetiche,  concentrandosi vicino ai poli
    magnetici,  come vi era da aspettarsi da parte degli  ioni,  che  sono
    elettricamente  carichi.  (Invece l'ordinaria luminescenza diffusa non
    risente del campo magnetico,  perché è dovuta ad atomi privi di carica
    elettrica.)

    Il vento solare.

    Come  spiegare,   però,  i  giorni  di  perturbazione  e  le  tempeste
    magnetiche? I sospetti si addensavano ancora una volta sul sole.
    A quanto  pare,  l'attività  delle  macchie  solari  dà  origine  alle
    tempeste  magnetiche.  Non  è facile capire come una perturbazione che
    avviene a 150 milioni di chilometri di distanza possa avere un effetto
    sulla terra, ma le cose devono stare così, perché queste tempeste sono
    particolarmente  comuni  quando  l'attività  delle  macchie  solari  è
    intensa.
    Il  primo  indizio  chiarificatore  si  presentò  nel 1859,  quando un
    astronomo inglese,  Richard Christopher Carrington,  osservò un  punto
    luminoso,  simile  a  una  stella,  che  si accese in prossimità della
    superficie solare,  brillò per 5 minuti e poi  diminuì  di  intensità.
    Questa  è  la  prima osservazione di un "brillamento solare" di cui si
    abbia notizia.  Carrington suppose che una grossa meteora fosse caduta
    sul sole, e ritenne il fenomeno del tutto eccezionale.
    Tuttavia,  nel  1889 George E.  Hale inventò lo "spettroeliografo" che
    permetteva di fotografare  il  sole  nella  luce  di  una  particolare
    regione dello spettro.  Con questo strumento divenne facile registrare
    i brillamenti solari,  e si vide che essi sono  un  fenomeno  normale,
    collegato con le regioni in cui sono attive le macchie.  Evidentemente
    i brillamenti solari  sono  eruzioni  di  insolita  violenza,  che  in
    qualche  modo  chiamano  in causa gli stessi fenomeni che producono le
    macchie solari (e pertanto ancora  non  si  conosce  la  loro  causa).
    Quando  il  brillamento  avviene  nelle vicinanze del centro del disco
    solare, esso si trova proprio di fronte alla terra, e tutto ciò che ne
    viene emesso si muove proprio  in  direzione  della  terra.  E'  stato
    accertato  che  a  questi  brillamenti  centrali  seguono,  dopo pochi
    giorni,  le tempeste magnetiche sulla terra,  allorché  le  particelle
    espulse  dal  sole  raggiungono  gli  strati  superiori dell'atmosfera
    terrestre. Una spiegazione di questo genere era stata proposta fin dal
    1896 dal fisico norvegese Olaf Kristian Birkeland.
    Ormai erano state raccolte numerose prove che mostravano che di  fatto
    la  terra  è immersa in un alone di particelle di incerta provenienza,
    che si estende fino a grandi distanze nello spazio.  Si  era  scoperto
    che  le  onde  radio  provocate  dai lampi viaggiano lungo le linee di
    forza magnetiche terrestri fino a grandi altezze. (Queste onde vennero
    chiamate "whistlers" [sibili],  perché i ricevitori le captavano  come
    strani rumori,  simili a fischi, e furono scoperte per caso dal fisico
    tedesco Heinrich Barkhausen durante la prima guerra mondiale.) Le onde
    radio non avrebbero potuto seguire le linee di forza,  in  assenza  di
    particelle cariche.
    Non sembrava, però, che queste particelle cariche venissero emesse dal
    sole  soltanto a tratti.  Nel 1931,  mentre studiava la corona solare,
    Sydney Chapman scoprì con crescente stupore quanto essa fosse  estesa.
    Quella  che noi riusciamo a scorgere durante un'eclissi totale di sole
    non è che la sua  parte  più  interna.  Chapman  pensò  che  forse  le
    concentrazioni  di particelle cariche rilevabili nelle vicinanze della
    terra facevano parte della corona. Allora, in un certo senso, la terra
    gira intorno al sole  all'interno  di  questa  sua  atmosfera  esterna
    estremamente rarefatta.  Chapman tracciò un quadro della corona che si
    espande nello spazio verso l'esterno e si rinnova  continuamente  alla
    superficie  del  sole.  Vi  sarebbe,  a partire dal sole,  un continuo
    flusso di particelle cariche in tutte le direzioni; e sarebbero queste
    particelle  a  perturbare  il  campo  magnetico  terrestre  quando  lo
    attraversano.
    Questa   conclusione   divenne  praticamente  inevitabile  negli  anni
    cinquanta,  grazie al lavoro  dell'astrofisico  tedesco  Ludwig  Franz
    Biermann.  Per  mezzo secolo si era ritenuto che le code delle comete,
    che sono sempre rivolte in direzione opposta al sole  e  si  allungano
    via via che la cometa si avvicina a quest'ultimo,  fossero dovute alla
    pressione della luce proveniente dal sole. Questa pressione della luce
    esiste effettivamente,  ma Biermann mostrò che è di gran lunga  troppo
    piccola  per  poter produrre le code delle comete;  occorreva qualcosa
    capace  di  esercitare  un'azione  più  efficace,  e  questo  qualcosa
    difficilmente  avrebbe potuto essere altro che un flusso di particelle
    cariche.   Il  fisico  americano  Eugene  Norman  Parker  portò  altri
    argomenti  a  favore  di  un'emissione costante di particelle,  che si
    intensificasse saltuariamente al momento dei brillamenti solari, e nel
    1958 chiamò questo effetto "vento solare".  L'esistenza di tale  vento
    solare  fu  definitivamente  dimostrata dai satelliti sovietici "Lunik
    Primo" e "Lunik Secondo",  che giunsero in vicinanza  della  luna  nel
    1959 e nel 1960, e dalla sonda planetaria americana "Mariner Secondo",
    che nel 1962 passò vicino a Venere.
    Il  vento solare non è un fenomeno locale;  c'è ragione di credere che
    esso mantenga una densità sufficiente  per  essere  rilevabile  almeno
    fino all'orbita di Saturno. In vicinanza della terra la velocità delle
    particelle  del vento solare varia da 350 a 800 chilometri al secondo,
    ed esse impiegano tre giorni e mezzo per raggiungere la terra partendo
    dal sole.  Il vento solare sottrae al sole un milione di tonnellate di
    materia al secondo - perdita che,  sebbene grande in termini umani,  è
    del tutto insignificante rispetto alla massa solare.  La  densità  del
    vento  solare  è  circa  un  quintilionesimo  di  quella  della nostra
    atmosfera;  in tutta la durata della vita del sole,  la  sua  massa  è
    diminuita  meno  di  un  centesimo  dell'1 per cento a causa del vento
    solare.
    Può darsi benissimo che il vento solare  eserciti  un'influenza  sulla
    nostra  vita  quotidiana.  Oltre  all'effetto sul campo magnetico,  le
    particelle cariche negli strati  superiori  dell'atmosfera  potrebbero
    anche influire sul clima terrestre.  Se così stanno veramente le cose,
    lo studio del flusso  e  riflusso  del  vento  solare  offre  un'altra
    possibilità di migliorare le previsioni meteorologiche.

    La magnetosfera.

    Il  lancio dei satelliti artificiali portò alla scoperta di un effetto
    imprevisto del vento solare,  e ciò nel modo più inaspettato.  Uno dei
    compiti  principali  affidati  ai  satelliti era quello di misurare la
    radiazione nell'atmosfera superiore e nello spazio a essa contiguo, in
    particolare l'intensità dei "raggi cosmici" (particelle cariche dotate
    di energia molto elevata).  Qual era l'intensità di tale radiazione al
    di   sopra   dello   scudo  costituito  dall'atmosfera?   I  satelliti
    trasportavano dei "contatori Geiger" (ideati dal fisico  tedesco  Hans
    Geiger  nel  1907,  e  molto migliorati nel 1928),  atti a misurare la
    radiazione formata da particelle.  Il contatore Geiger contiene un gas
    sottoposto  a  una  tensione  elettrica  di  poco  inferiore  a quella
    necessaria per provocare un passaggio di corrente  attraverso  il  gas
    stesso;  quando una particella ad alta energia penetra nel contenitore
    del gas,  converte un suo atomo in  uno  ione.  Quest'ultimo,  animato
    dall'energia  fornitagli dalla collisione,  urta a sua volta gli atomi
    vicini,  convertendoli in ioni,  e  questi  a  loro  volta  colpiscono
    ulteriori  atomi  e  così  via.  Lo sciame di ioni che ne risulta è in
    grado di far passare una corrente elettrica, così che per una frazione
    di secondo il  contatore  registra  un  impulso  di  corrente;  questo
    impulso viene rinviato a terra con le consuete tecniche di telemisura;
    così lo strumento conta le particelle, ovvero il flusso di radiazione,
    nel punto in cui si trova.
    Quando  il  primo  satellite americano,  l'"Explorer Primo",  entrò in
    orbita il 31 gennaio 1958,  il suo contatore  misurò  più  o  meno  le
    concentrazioni  di  particelle  previste,  fino  ad  altezze  di varie
    centinaia di chilometri.  Ma a un'altezza maggiore (la traiettoria  di
    "Explorer   Primo"  raggiungeva  i  2500  chilometri  di  altezza)  il
    conteggio diminuì, anzi in certi momenti scese addirittura a zero! Ciò
    avrebbe potuto esser considerato un  incidente  dovuto  a  un  cattivo
    funzionamento di quel particolare contatore,  ma lo stesso accadde con
    "Explorer Terzo" (lanciato il 26 marzo 1958),  il  cui  apogeo  era  a
    quasi  3400  chilometri.  E  altrettanto  si  verificò con lo "Sputnik
    Terzo" sovietico, lanciato il 15 maggio 1958.
    James A. Van Allen dell'Università dello stato dello Jowa,  che era il
    responsabile del programma di studio sulle radiazioni,  giunse,  con i
    suoi collaboratori,  a proporre la seguente possibile spiegazione:  il
    conteggio  era  sceso praticamente a zero non già perché la radiazione
    fosse scarsa o nulla, ma perché era troppa.  Lo strumento non riusciva
    a  stare  al  passo  con le particelle che vi penetravano,  e pertanto
    «impazziva» - un fenomeno analogo a quello che accade ai nostri occhi,
    quando,  abbagliati da una luce troppo forte,  restano momentaneamente
    accecati.
    Il  26  luglio  1958  fu  messo  in  orbita  "Explorer  Quarto",   che
    trasportava dei  contatori  speciali,  progettati  per  far  fronte  a
    notevoli  sovraccarichi;  per  esempio uno di essi era schermato da un
    sottile strato di  piombo  (analogo  ai  nostri  occhiali  scuri)  per
    impedire  l'ingresso  di  gran parte della radiazione.  Questa volta i
    contatori si comportarono diversamente: essi mostrarono che la  teoria
    della «radiazione eccessiva» era esatta.  Raggiunta un'altezza di 2200
    chilometri, l'"Explorer Quarto" trasmise a terra dei conteggi che, una
    volta tenuto conto della presenza dello schermo di piombo,  indicavano
    un'intensità  della  radiazione  assai  superiore  a quella immaginata
    dagli scienziati.
    In seguito apparve chiaro che i satelliti "Explorer"  erano  penetrati
    solo  nelle  regioni  inferiori di questo intenso campo di radiazione.
    Nell'autunno del 1958 i due satelliti lanciati dagli  Stati  Uniti  in
    direzione della luna (le cosiddette "sonde lunari") - "Pioneer Primo",
    che  si  spinse  fino  a  112  mila chilometri e "Pioneer Terzo",  che
    raggiunse i 104 mila - mostrarono l'esistenza di due bande  principali
    di  radiazione che circondavano la terra.  Esse furono chiamate "fasce
    di Van Allen",  ma in  seguito  il  nome  fu  cambiato  in  quello  di
    "magnetosfera",  per  analogia con le altre denominazioni che indicano
    le varie regioni dello spazio in vicinanza della terra.
    Sulle  prime  si  credette  che   la   magnetosfera   fosse   disposta
    simmetricamente rispetto alla terra,  un po' come un'enorme ciambella,
    e che anche le linee di forza  magnetiche  fossero  disposte  in  modo
    simmetrico;  quest'idea  fu contraddetta dai dati riportati in seguito
    dai  satelliti.  Nel  1963,  in  particolare,  i  satelliti  "Explorer
    Quattordicesimo"   e   "Imp-I"  furono  immessi  in  orbite  altamente
    ellittiche,   nel  tentativo  di  farli  giungere  al  di   là   della
    magnetosfera.
    Si   scoprì  che  la  magnetosfera  possiede  un  confine  netto,   la
    "magnetopausa", che si avvicina alla terra,  dalla parte rivolta verso
    il sole,  per effetto del vento solare,  ma che si chiude intorno alla
    terra estendendosi a grandissima distanza dalla parte notturna.  Dalla
    parte  del  sole  la magnetopausa dista circa 65 mila chilometri dalla
    terra,  ma dall'altra parte la sua coda «a goccia» può raggiungere una
    distanza di un milione e mezzo di chilometri, o anche più. Nel 1966 la
    sonda  sovietica  "Luna  Decima" che girò intorno al nostro satellite,
    rilevò un debole campo magnetico che circondava  quel  corpo  celeste;
    tale  campo  avrebbe  potuto  anche  essere la coda della magnetosfera
    terrestre che passava vicino alla luna.
    La cattura di particelle cariche lungo le linee di forza magnetica era
    stata  prevista  nel  1957  da  uno  scienziato  dilettante,  Nicholas
    Christofilos  (un greco nato in America),  che si guadagnava da vivere
    facendo il rappresentante  di  una  ditta  americana  costruttrice  di
    ascensori. Egli aveva inviato i suoi calcoli agli scienziati impegnati
    in  questo  campo,  ma  nessuno  di  loro  vi  aveva  prestato  grande
    attenzione.  (Nella scienza,  come in altri  campi,  i  professionisti
    hanno  la  tendenza  a  ignorare i dilettanti.) Fu soltanto quando gli
    scienziati  «ufficiali»  arrivarono  indipendentemente   agli   stessi
    risultati  di  Christofilos  che questi ottenne un riconoscimento e fu
    accolto con onore all'Università della California. La sua teoria sulla
    cattura  delle  particelle  oggi  ha  preso  il   nome   di   "effetto
    Christofilos".
    Nell'agosto  e nel settembre del 1958,  gli Stati Uniti si accinsero a
    verificare se tale effetto ha realmente luogo nello spazio,  lanciando
    tre  razzi  che  trasportavano  delle  bombe  nucleari,   e  facendole
    esplodere a  480  chilometri  di  altezza,  nell'esperimento  chiamato
    "Progetto  Argo".  Il  flusso  di  particelle  cariche  prodotte dalle
    esplosioni nucleari si dispose lungo le linee di forza,  e  ne  rimase
    effettivamente  catturato;  la  fascia  prodotta  durò  per  un  tempo
    considerevole,  ed "Explorer Quarto" la registrò  centinaia  di  volte
    durante le sue orbite intorno alla terra.  La nube di particelle diede
    origine anche a deboli fenomeni aurorali,  disturbando  per  un  certo
    periodo il funzionamento dei radar.
    Questo  fu  un  preludio  ad  altri esperimenti destinati a esercitare
    un'influenza  o  addirittura  ad  alterare  l'ambiente  spaziale   più
    prossimo  alla  terra;  ma  alcuni  di  questi esperimenti suscitarono
    l'opposizione  e  l'indignazione  di  certi  settori  della   comunità
    scientifica.  Una  bomba  nucleare  fatta  esplodere nello spazio il 9
    luglio  1962  provocò  nella  magnetosfera  notevoli  alterazioni  che
    mostrarono di persistere a lungo, secondo quanto era stato previsto da
    alcuni  degli  scienziati  contrari all'esperimento,  come Fred Hoyle.
    L'Unione Sovietica nel 1962  effettuò  degli  analoghi  test  ad  alta
    quota.  Questi  interventi che alterano la situazione naturale possono
    essere d'ostacolo  alla  nostra  comprensione  della  magnetosfera;  è
    improbabile che siffatti esperimenti vengano ripetuti a breve termine.
    Vennero  fatti  anche  dei tentativi di spargere uno strato di sottili
    aghi di rame in un'orbita intorno alla terra,  per vedere se e in  che
    misura  riflettevano  i  segnali  radio,  allo  scopo  di stabilire un
    sistema sicuro di comunicazione sulle lunghe distanze.  (La ionosfera,
    invece,  viene  spesso  perturbata  dalle tempeste magnetiche,  con il
    rischio che le comunicazioni radio possono interrompersi in un momento
    cruciale.) Nonostante le proteste dei radioastronomi, che temevano che
    si interferisse con i  segnali  radio  provenienti  dallo  spazio,  il
    progetto  (Progetto West Ford,  da Westford,  nel Massachussets,  dove
    erano stati fatti gli studi preliminari) fu realizzato il 9 maggio del
    1963.  Venne messo in orbita un satellite che conteneva 400 milioni di
    aghi di rame,  ciascuno di lunghezza inferiore ai due centimetri e più
    sottile di un capello umano - per un peso totale  di  22  chilogrammi.
    Gli aghi vennero espulsi,  facendo in modo che si distribuissero lungo
    una fascia tutto intorno alla terra, e si verificò che essa rifletteva
    le radioonde,  come era stato previsto.  Tale fascia rimase in  orbita
    per tre anni.  Tuttavia, per un'utilizzazione pratica occorrerebbe una
    fascia di spessore molto maggiore,  e c'è da dubitare  che  un  simile
    progetto riuscirebbe a superare le proteste dei radioastronomi.

    Magnetosfere planetarie.

    Naturalmente  gli  scienziati  erano  curiosi di sapere se esistessero
    fasce di radiazione intorno a corpi celesti diversi dalla terra. Se la
    teoria di Elsasser è esatta,  un corpo planetario deve soddisfare  due
    requisiti  per  avere  un'apprezzabile magnetosfera: deve possedere un
    nucleo liquido,  elettricamente conduttore,  in cui possano  generarsi
    dei  vortici;  e  deve  avere un periodo di rotazione sufficientemente
    rapido da causare l'insorgenza di tali vortici. La luna,  per esempio,
    ha  una  bassa  densità e le sue dimensioni limitate non consentono al
    suo centro la presenza di altre temperature, così che quasi certamente
    non ha un nucleo metallico liquido.  Ma anche se l'avesse,  essa ruota
    troppo  lentamente  per  provocare dei vortici;  pertanto la luna,  da
    entrambi i punti di vista,  non dovrebbe avere un campo  magnetico  di
    qualche importanza. Purtuttavia, per logiche che possano essere simili
    argomentazioni  astratte,  è sempre meglio procedere a una misurazione
    diretta, cosa che può essere fatta con facilità da sonde appositamente
    equipaggiate.
    In effetti,  le  prime  due  sonde  lunari,  "Lunik  Primo"  e  "Lunik
    Secondo",  lanciate  dai sovietici rispettivamente il 2 gennaio 1959 e
    nel settembre dello stesso anno,  non  trovarono  segni  di  fasce  di
    radiazione  intorno  alla  luna,  e  tale risultato è stato in seguito
    confermato in ogni altro accostamento alla luna.
    Venere è senz'altro un caso più interessante;  la sua massa e  la  sua
    densità sono di poco inferiori a quelle della terra e deve sicuramente
    avere,   come  questa,  un  nucleo  metallico  liquido.  Tuttavia,  la
    rotazione di Venere è molto lenta, anche più di quella della luna.  La
    sonda  "Mariner  2",  lanciata  verso Venere nel 1962,  e tutte quelle
    successive hanno inviato dati concordi circa  l'assenza  di  un  campo
    magnetico  significativo  intorno  a  quel  pianeta;  se  ve  ne è uno
    (probabilmente prodotto da effetti di conduzione nella ionosfera della
    sua densa atmosfera), la sua intensità deve essere inferiore a 1 su 20
    mila di quella del campo magnetico terrestre.
    Anche  Mercurio  ha  una  densità  elevata  e  deve  avere  un  nucleo
    metallico;  ma, come Venere, ruota molto lentamente. "Mariner 10", che
    sfiorò Mercurio nel 1973 e nel 1974,  rilevò la presenza di un  debole
    campo  magnetico,  leggermente  più  intenso  di quello di Venere,  in
    assenza di un'atmosfera che ne giustificasse l'esistenza.  Per  debole
    che  sia,  il  campo  magnetico  di Mercurio è troppo forte per essere
    dovuto alla sua lenta rotazione.  Forse a causa delle  sue  dimensioni
    (considerevolmente  inferiori  a  quelle di Venere e della terra),  il
    nucleo metallico di Mercurio  è  sufficientemente  freddo  per  essere
    ferromagnetico  e  possedere  in  modesta  misura  le  proprietà di un
    magnete permanente;  ma non siamo ancora in grado di dire se  le  cose
    stiano veramente così.
    Marte  ruota  con l'opportuna velocità,  ma è più piccolo e meno denso
    della terra.  Probabilmente non ha un nucleo metallico  di  dimensioni
    ragguardevoli,  ma  anche  un  piccolo  nucleo può produrre un qualche
    effetto,  e sembra che Marte  effettivamente  abbia  un  debole  campo
    magnetico,  più  intenso  di quello di Venere,  anche se molto meno di
    quello della terra.
    Per Giove il discorso è del tutto diverso.  La sua massa gigantesca  e
    la  sua  rapida  rotazione  ne  farebbero un candidato naturale per la
    presenza di un campo magnetico,  se sapessimo qualcosa di certo  sulle
    proprietà  di  conduzione del suo nucleo.  Tuttavia,  ancora nel 1955,
    quando non si sapeva nulla su questo punto e non  erano  ancora  state
    costruite le sonde spaziali,  due astronomi americani, Bernard Burke e
    Kenneth Franklin,  rilevarono delle radioonde non termiche provenienti
    da  Giove:  esse  cioè  non  erano  dovute a soli effetti termici,  ma
    dovevano avere qualche altra causa,  forse un campo magnetico  in  cui
    erano  rimaste  catturate delle particelle ad alta energia.  Fu questa
    appunto l'interpretazione data nel 1959 da  Frank  Donald  Drake  alle
    radioonde provenienti da Giove.
    La  teoria  fu  ampiamente  confermata dalle prime sonde inviate verso
    Giove, "Pioneer 10" e "Pioneer 11", che individuarono senza difficoltà
    un campo magnetico,  ancora più intenso di  quanto  non  ci  si  fosse
    aspettato in considerazione delle grandi dimensioni del pianeta,  e di
    dimensioni gigantesche in confronto al campo magnetico  terrestre:  la
    magnetosfera di Giove è grande circa 1200 volte quella della terra. Se
    fosse  visibile,  riempirebbe  una zona del cielo,  che,  dalla terra,
    apparirebbe parecchie volte più grande del  disco  della  luna  piena.
    L'intensità  del  campo magnetico di Giove,  inoltre,  è 19 mila volte
    quella del campo magnetico terrestre;  se mai un veicolo spaziale  con
    uomini a bordo volesse raggiungere il pianeta,  il suo campo magnetico
    costituirebbe una barriera invalicabile  e  mortale,  comprendente  al
    proprio interno anche i satelliti galileiani.
    Anche  Saturno ha un intenso campo magnetico,  di grandezza intermedia
    tra quelli di Giove e della terra.  Ancora non possiamo dirlo in  base
    all'osservazione  diretta,  ma  sembra  ragionevole supporre che anche
    Urano e Nettuno abbiano dei campi magnetici, che potrebbero essere più
    intensi di quello terrestre.  In tutti i pianeti  gassosi  giganti  la
    natura del nucleo conduttore liquido potrebbe essere o metallo liquido
    o  idrogeno  metallico  liquido - ma quasi certamente quest'ultimo nel
    caso di Giove e Saturno.

    METEORE E METEORITI.
    Anche gli antichi greci sapevano che le stelle cadenti non erano  vere
    stelle,    perché    la    popolazione   celeste   restava   invariata
    indipendentemente  dal  numero  di  quelle  che  cadevano.  Aristotele
    riteneva  che  la caduta delle stelle,  in quanto fenomeno temporaneo,
    dovesse verificarsi all'interno dell'atmosfera -  e  in  questo  aveva
    ragione.  Pertanto a tali oggetti venne dato il nome di "meteore", che
    significa «cose nell'aria».  Le meteore che raggiungono la  superficie
    terrestre vengono chiamate "meteoriti".
    Gli  antichi  assistettero  anche  a  cadute  di meteoriti e di alcuni
    poterono stabilire che erano blocchi di ferro.  Si dice che Ipparco di
    Nicea  abbia parlato di uno di tali eventi.  Anche la Kaaba,  la sacra
    pietra nera della Mecca,  è  ritenuta  un  meteorite,  ed  è  venerata
    proprio  in  virtù  della sua origine celeste.  L'"Iliade" menziona un
    pezzo di ferro grezzo che costituiva uno dei primi in palio ai  giochi
    funebri  in  onore di Patroclo,  e siccome si era nell'Età del Bronzo,
    doveva essere di origine meteorica,  perché la metallurgia  del  ferro
    non  era  stata ancora sviluppata.  E' probabile,  anzi,  che il ferro
    meteorico fosse in uso già dal 3000 avanti Cristo.
    Durante il diciottesimo secolo, in piena Età della Ragione, la scienza
    fece un passo indietro sulla questione dei  meteoriti.  Le  storie  di
    «pietre  provenienti  dal cielo» venivano derise dagli avversari delle
    superstizioni;  alcuni  contadini  che  si  presentarono  all'Académie
    Française  recando  campioni di meteoriti vennero messi alla porta con
    cortesia, ma anche con impazienza. Quando, nel 1807,  due studiosi del
    Connecticut  (uno  dei quali era il giovane chimico Benjamin Silliman)
    riferirono di aver  assistito  a  una  caduta,  il  presidente  Thomas
    Jefferson  disse che avrebbe più facilmente creduto che due professori
    americani mentissero piuttosto che cadessero delle pietre dal cielo.
    Jefferson,  però,  non era aggiornato,  perché le voci  di  cadute  di
    meteoriti in Francia avevano finalmente spinto il fisico Jean Baptiste
    Biot  a  indagare,  nel  1803,  su tali avvistamenti.  La sua ricerca,
    condotta con rigore ed equilibrio,  contribuì  in  misura  notevole  a
    convincere  il  mondo  scientifico  della  possibilità  di  cadute  di
    «pietre» dal cielo.
    Poi,  il 13 novembre 1833,  gli Stati Uniti assistettero a una pioggia
    di  meteore  del  tipo  cui si dà il nome di Leonidi,  perché sembrano
    irradiarsi da un punto nella costellazione del Leone.  Per qualche ora
    il  cielo  si  trasformò in uno spettacolo di fuochi d'artificio,  più
    brillante di quanti se ne fossero mai visti prima e di  quanti  se  ne
    siano  visti  dopo  di  allora.  Per  quanto  se ne sa,  non vi furono
    meteoriti caduti al suolo,  ma lo spettacolo stimolò lo  studio  delle
    meteore,  e  gli  astronomi  vi rivolsero la propria attenzione per la
    prima volta in tutta serietà.
    Proprio l'anno successivo il  chimico  svedese  Jons  Jakob  Berzelius
    diede inizio a un programma di analisi chimica dei meteoriti, che finì
    per  fornire  agli astronomi valide informazioni sull'età generale del
    sistema  solare  e  anche  sulla  costituzione   chimica   complessiva
    dell'universo.

    Le meteore.

    Annotando i periodi dell'anno in cui tali fenomeni erano più frequenti
    e le posizioni nel cielo da cui sembravano provenire,  gli osservatori
    riuscirono a  calcolare  le  orbite  di  vari  sciami  di  meteore,  e
    scoprirono  anche  che  si  verifica  una  pioggia  di  meteore quando
    l'orbita della terra interseca l'orbita di uno di tali sciami.
    Gli sciami di meteore hanno orbite allungate,  proprio come le comete,
    così   che   è  ragionevole  considerarle  come  frammenti  di  comete
    disintegrate.  Le  comete,   in  effetti,   si  possono  disintegrare,
    lasciando  dietro di sé polvere e pietrisco,  a conferma delle ipotesi
    avanzate da Whipple sulla loro struttura.  Alcune  comete  sono  state
    viste effettivamente disintegrarsi.
    Quando la polvere di una cometa penetra nell'atmosfera,  può provocare
    effetti spettacolari,  come è accaduto nel 1833.  Una  stella  cadente
    brillante  come  Venere,  quando  entra  nell'atmosfera,  non è che un
    granellino del peso di un grammo;  alcune meteore visibili  hanno  una
    massa pari a un decimillesimo di grammo!
    Si  può  calcolare  il  numero  totale  delle  meteore  che colpiscono
    l'atmosfera terrestre e il  risultato  è  incredibilmente  alto:  ogni
    giorno  ve  ne  sono  più  di ventimila che pesano da un grammo in su,
    quasi duecento milioni di altre abbastanza  grandi  da  provocare  uno
    scintillio  visibile  a  occhio  nudo,  e  ancora  molti  miliardi  di
    dimensioni inferiori.
    Siamo a conoscenza di queste piccolissime "micrometeore" perché  si  è
    scoperto  che l'aria contiene particelle di polvere di forma insolita,
    con alto contenuto  di  nichel,  ben  diverse  dalla  normale  polvere
    terrestre.  Un'altra  prova  della  presenza di micrometeore in grandi
    quantità è la debole  luminosità  del  cielo  detta  "luce  zodiacale"
    (scoperta da G. D. Cassini verso il 1700) - così chiamata perché è più
    facilmente  osservabile  in vicinanza del piano dell'orbita terrestre,
    dove si trovano le costellazioni dello Zodiaco.  La luce  zodiacale  è
    molto  debole,  e  non  la  si può scorgere nemmeno in una notte senza
    luna,  a meno che le condizioni siano particolarmente  favorevoli.  E'
    più  intensa vicino all'orizzonte,  dove il sole è appena tramontato o
    sta per  sorgere;  e  dalla  parte  opposta  del  cielo  si  nota  una
    luminosità secondaria,  detta,  con termine tedesco,  "Gegenschein" (o
    antichiarore).   La  luce  zodiacale  differisce  dalla   luminescenza
    atmosferica   diffusa:   il   suo   spettro   non  contiene  le  righe
    dell'ossigeno atomico o del sodio atomico,  ma è identico allo spettro
    della  luce  solare  riflessa.  L'agente riflettente è presumibilmente
    polvere concentrata nello spazio nel piano delle orbite dei pianeti  -
    in  breve,  micrometeore.  Il  loro numero e la loro grandezza possono
    essere valutati in base all'intensità della luce zodiacale.
    Di recente le micrometeore sono state conteggiate in modo più  preciso
    ricorrendo  a  satelliti  come  l'"Explorer Sedicesimo",  lanciato nel
    dicembre del 1962,  e "Pegasus Primo",  lanciato il  16  febbraio  del
    1965.  A  tale  scopo  alcuni satelliti vengono ricoperti di materiale
    sensibile,  che segnala ogni impatto  meteorico  traducendolo  in  una
    variazione della resistenza elettrica.  Altri satelliti registrano gli
    urti per mezzo di  un  microfono  molto  sensibile  che,  collocato  a
    ridosso  dell'involucro  esterno,  percepisce  i  colpi.  In  base  ai
    conteggi effettuati dai satelliti è risultato che ogni giorno  entrano
    nella  nostra  atmosfera  3000  tonnellate  di materiale meteorico,  i
    cinque sesti del quale sono fatti di micrometeore troppo  piccole  per
    essere avvistate come stelle cadenti.  Queste micrometeore formano una
    sottile nube di polvere intorno alla terra, che forse si estende,  con
    densità decrescente, per 160 mila chilometri circa, prima di rarefarsi
    fino a raggiungere la densità normale nello spazio interplanetario.
    La  sonda  diretta  verso  Venere,  "Mariner  2",  ha  mostrato che la
    concentrazione della polvere nello spazio interplanetario è solo 1  su
    10000  della  concentrazione  presente  in  vicinanza della terra - la
    quale appare quindi come il centro  di  una  palla  di  polvere.  Fred
    Whipple  ha proposto che all'origine della nube possa esserci stata la
    luna: la polvere si sarebbe  sollevata  dalla  superficie  lunare,  in
    seguito  al  bombardamento di meteoriti cui questa è stata sottoposta.
    Venere, che non ha lune, non ha nemmeno il guscio di polvere.
    Il geofisico Hans Petterson,  che si è particolarmente interessato  di
    questa  polvere  meteorica,  nel  1957 prelevò alcuni campioni di aria
    sulla vetta di una montagna nelle Hawaii,  cioè nel luogo più distante
    possibile  dalle zone industriali,  che producono polvere;  in base ai
    dati raccolti,  Petterson giunse alla conclusione che ogni anno cadono
    sulla terra 5 milioni di tonnellate di polvere meteorica.  (Un'analoga
    misurazione effettuata nel 1964 da James M.  Rosen,  con l'ausilio  di
    strumenti  portati  ad  alta  quota da palloni,  stabilì la cifra di 4
    milioni di tonnellate; altri studiosi,  invece,  vorrebbero ridurre la
    stima a 100 mila tonnellate all'anno.) Hans Petterson,  nella speranza
    di veder chiaro a proposito della caduta di polvere  nel  passato,  ha
    analizzato   carote  di  materiale  estratto  dal  fondo  dell'oceano,
    cercandovi polvere avente un alto contenuto di nichel; ha trovato che,
    nel complesso,  ce ne era di più nei sedimenti degli strati  superiori
    che in quelli più antichi degli strati inferiori.  Ciò farebbe pensare
    - ma è ancora presto per concludere - che nei  tempi  più  recenti  il
    ritmo  del  bombardamento  meteorico  sia  aumentato.  Questa  polvere
    meteorica  potrebbe  avere  un'importanza  immediata  per  noi  tutti,
    perché,  secondo  la  teoria  avanzata nel 1953 dal fisico australiano
    Edward George Bowen,  sarebbe essa a fornire i nuclei di condensazione
    per le gocce di pioggia.  Se così fosse,  il regime delle piogge sulla
    terra rifletterebbe l'aumento  o  la  diminuzione  dell'intensità  del
    bombardamento dei micrometeoriti.

    I meteoriti.

    Di  quando  in quando pezzi di materia un po' più grossi che minuscoli
    frammenti  -  e  a  volte  anche  decisamente   grandi   -   penetrano
    nell'atmosfera.  Essi possono essere abbastanza grandi da resistere al
    calore prodotto dall'attrito dell'aria mentre attraversano l'atmosfera
    con velocità comprese fra 13 e 72 chilometri al secondo; e in tal caso
    possono riuscire a raggiungere il suolo. Si tratta allora, come ho già
    detto,  di meteoriti,  che vengono considerati piccoli asteroidi - più
    precisamente,  «Earth  grazers»  che  si sono avvicinati un po' troppo
    alla terra, venendone catturati.
    La maggior parte dei meteoriti che sono stati trovati  sul  suolo  (in
    tutto  se  ne  conoscono  circa  1700,  dei quali 35 pesano più di una
    tonnellata ciascuno) erano ferrosi;  si pensava quindi che i meteoriti
    ferrosi  fossero  più  numerosi  di  quelli  petrosi.  Ma  poi  questa
    supposizione si dimostrò sbagliata: infatti un blocco di  ferro  mezzo
    sepolto  in un campo pieno di sassi si nota molto più facilmente di un
    pezzo di pietra in mezzo ad altre pietre. Tuttavia, anche un meteorite
    petroso all'analisi rivela differenze  caratteristiche  rispetto  alle
    pietre della terra.
    Quando  gli  astronomi  conteggiarono  i meteoriti rinvenuti che erano
    stati effettivamente visti cadere, scoprirono che quelli petrosi erano
    più numerosi di quelli ferrosi,  nel rapporto di 9 a 1.  (Per un certo
    periodo la maggior parte dei meteoriti petrosi fu scoperta nel Kansas,
    cosa  che  può  apparire  strana finché non si comprende che sul suolo
    sedimentario,  privo di sassi,  del Kansas una pietra salta all'occhio
    altrettanto bene di un pezzo di ferro su un altro terreno.)
    Si  ritiene  che  i  due  tipi  di meteoriti abbiano avuto la seguente
    origine: quando il sistema solare era  giovane,  gli  asteroidi  erano
    forse,  in media,  più grandi di oggi.  Una volta formatisi, mentre le
    perturbazioni  gravitazionali  provocate  da   Giove   ne   impedivano
    l'ulteriore  aggregazione,  alcuni di essi entrarono in collisione fra
    loro andando in frantumi.  Può darsi,  tuttavia,  che,  prima di  tali
    collisioni,  la loro temperatura fosse aumentata al punto di provocare
    una certa separazione dei loro componenti: il ferro sarebbe  affondato
    al  centro,  mentre  la  pietra  sarebbe  stata  sospinta negli strati
    esterni.  Quando in seguito questi asteroidi si frantumarono,  diedero
    origine sia a frammenti di ferro che a frammenti di pietra,  appunto i
    due tipi di meteoriti che cadono sulla terra.
    Esistono anche meteoriti di un terzo  tipo,  rarissimo:  le  "condriti
    carbonacee",   che  sono  interessanti  perché  contengono  tracce  di
    composti organici.
    I meteoriti sono raramente fonte di danni:  nonostante  il  fatto  che
    ogni anno circa 500 meteoriti di dimensioni rispettabili colpiscano il
    nostro  pianeta  (ma,  purtroppo,  solo  una  ventina  di essi vengono
    rinvenuti), la terra è grande, e solo zone relativamente limitate sono
    densamente popolate.  Per quanto se ne sa,  nessun essere umano è  mai
    stato  ucciso  da  un  meteorite:  si  ha  solo  notizia di una donna,
    nell'Alabama,  che sarebbe rimasta contusa da  un  colpo  ricevuto  di
    striscio  il  30  novembre  del  1955.  Nel  1982,  poi,  un meteorite
    attraversò come un lampo una casa  a  Wethersfield,  nel  Connecticut,
    senza   tuttavia   arrecare   danni   agli  occupanti.   Cosa  strana,
    Wethersfield era stata colpita anche undici anni prima,  sempre  senza
    riportare danni.
    Eppure  i meteoriti sono in grado di produrre effetti disastrosi.  Nel
    1908, per esempio,  l'impatto di un corpo nella Siberia centrale scavò
    dei crateri del diametro di 45 metri e abbatté tutt'intorno gli alberi
    per un raggio di 32 chilometri.  Per fortuna, il meteorite cadde in un
    luogo disabitato e non procurò alcun danno alle persone, limitandosi a
    distruggere un branco di cervi. A causa della rotazione terrestre,  se
    il meteorite fosse caduto da quella stessa parte del cielo solo cinque
    ore   più  tardi,   avrebbe  potuto  colpire  Pietroburgo,   l'odierna
    Leningrado, allora capitale della Russia. In tal caso la città sarebbe
    stata spazzata via come da una bomba all'idrogeno. Si è stimato che il
    peso totale del meteorite si aggirasse sulle 40 mila tonnellate.
    L'"evento della Tunguska" (come finì per essere  chiamato)  è  rimasto
    piuttosto  misterioso.  L'inaccessibilità  della  zona,  la confusione
    causata prima dalla guerra e  poi  dalla  rivoluzione  impedirono  per
    molti  anni  di  far  ricerche  in  quella zona;  quando finalmente fu
    possibile  farle,   non  si  trovò  traccia  di  materiale  meteorico.
    Recentemente  uno  scrittore  sovietico di fantascienza,  narrando una
    storia ambientata in quel luogo, parlò della presenza di radioattività
    sul posto - e la sua invenzione venne presa sul serio da gente con  un
    debole  per  il sensazionale.  Ne derivò un proliferare di teorie poco
    fondate - da quella di un impatto di un mini-buco  nero  a  quella  di
    un'esplosione  nucleare  di  origine  extraterrestre.  La  spiegazione
    razionale più verosimile è che si sia trattato di una meteora  formata
    di ghiacci,  probabilmente una cometa molto piccola, o un frammento di
    una più grande (forse  la  cometa  di  Encke).  Essa  sarebbe  esplosa
    nell'aria  prima  dell'impatto,  e  pur provocando danni immensi,  non
    avrebbe depositato materiale meteorico petroso o metallico.
    In seguito,  l'impatto più grave  di  cui  si  ha  notizia  fu  quello
    avvenuto vicino a Vladivostok (ancora in Siberia), nel 1947.
    Sussistono  tracce  di  impatti  ancora più violenti avvenuti in tempi
    preistorici.  Nella contea di Coconino,  in Arizona,  vi è un  cratere
    rotondo  del  diametro di circa 1300 metri,  profondo quasi 200 metri,
    circondato da un bordo di terra alto fino a una cinquantina di  metri.
    Sembra un cratere lunare in miniatura. Si credette per lungo tempo che
    fosse un vulcano estinto, finché un ingegnere minerario, Daniel Moreau
    Barringer, affermò insistentemente che si trattava dell'effetto di una
    collisione  meteorica;  oggi  il  buco  porta  il  nome  di cratere di
    Barringer.   Esso  è  circondato  tutt'intorno  da  blocchi  di  ferro
    meteorico  -  migliaia (forse milioni) di tonnellate complessivamente.
    Anche se fino a oggi ne è stata recuperata solo una piccola parte,  il
    ferro  meteorico estratto dalla zona molto di più di quello recuperato
    in tutto il resto del mondo.  L'origine meteorica del cratere è  stata
    confermata anche dalla scoperta, avvenuta nel 1960, di forme di silice
    che  possono  essere  state  prodotte  solo  dalle  enormi pressioni e
    temperature che per breve tempo si verificano durante l'impatto di  un
    meteorite.
    Il  cratere  di  Barringer,  formatosi  nel deserto forse 25 mila anni
    orsono per l'impatto di un meteorite ferroso del diametro di 45  metri
    circa,  si  è conservato abbastanza bene.  In quasi tutte le parti del
    mondo un cratere del genere sarebbe stato  cancellato  dalle  acque  e
    dalla vegetazione. L'osservazione aerea, per esempio, ha consentito di
    avvistare  formazioni  circolari  che  erano  passate  inosservate  in
    precedenza,  in parte riempite dall'acqua e in parte  ricoperte  dalla
    vegetazione,  che sono quasi certamente di origine meteorica.  Ne sono
    state scoperte parecchie in Canada,  fra le  quali  il  cratere  Brent
    nell'Ontario  centrale  e  il cratere Chubb nel Quebec settentrionale,
    ciascuno dei quali ha un diametro di tre chilometri e più. Vi è poi il
    cratere  Ashanti  nel  Ghana,  che  ha  un  diametro  di  quasi  dieci
    chilometri. Tutti questi crateri hanno probabilmente più di un milione
    di anni.  Si ha notizia di una settantina di questi "crateri-fossili",
    i cui diametri raggiungono i 135 chilometri.
    I crateri della luna vanno da piccole buche a giganti del diametro  di
    240  chilometri.  La  luna - priva com'è di acqua,  aria e vita - è un
    luogo quasi perfetto per la conservazione dei crateri,  perché  questi
    sono  sottoposti soltanto agli effetti disgreganti,  molto lenti,  dei
    cambiamenti di temperatura prodotti dall'alternarsi del giorno e della
    notte lunari,  ogni  due  settimane.  Forse  anche  la  terra  sarebbe
    butterata  come  la luna,  se non fosse per l'azione cicatrizzante del
    vento, dell'acqua e degli esseri viventi.
    In un primo tempo  si  era  pensato  che  i  crateri  lunari  avessero
    un'origine  vulcanica,  ma  la loro struttura non assomiglia affatto a
    quella dei crateri vulcanici terrestri.  A partire dal 1890 cominciò a
    farsi  strada  la  convinzione che i crateri fossero stati prodotti da
    impatti  di  meteoriti,   e  tale  idea  finì  per  essere   accettata
    universalmente.
    I grandi «mari» della luna,  che sono vaste estensioni quasi circolari
    relativamente prive di crateri, sarebbero stati prodotti, secondo tale
    teoria, dall'impatto di meteore particolarmente grandi. Questa tesi fu
    rafforzata, nel 1968,  da quanto avveniva ai satelliti messi in orbita
    intorno  alla  luna,  le  cui  traiettorie  subivano  delle deviazioni
    impreviste.  Studiando la natura di tali  deviazioni  si  giunse  alla
    conclusione  inevitabile  che  alcune  zone  della  superficie  lunare
    avevano una densità superiore alla  media,  e  producevano  quindi  un
    piccolo  aumento dell'attrazione gravitazionale,  che veniva avvertita
    dal satellite allorché le sorvolava.  Queste zone di densità superiore
    alla  media,  che  sembravano  coincidere con i mari,  furono chiamate
    "mascon"   (contrazione   dell'espressione   inglese   che   significa
    «concentrazione  della  massa»).  La  conclusione più ovvia era che le
    meteore ferrose di notevoli dimensioni che  avevano  dato  origine  ai
    mari fossero ancora presenti,  sepolte sotto la superficie, e avessero
    una  densità  considerevolmente  maggiore  di  quella  del   materiale
    roccioso che costituisce,  in genere, la crosta lunare. Nel giro di un
    anno dalla loro scoperta,  almeno una dozzina di  mascon  erano  stati
    individuati.
    L'idea  che  la  luna  sia  un  «mondo  morto»,  in  cui  non si possa
    manifestare alcuna attività vulcanica, è d'altra parte esagerata. Il 3
    novembre 1958 l'astronomo russo N.  A.  Kozyrev  osservò  una  macchia
    rossiccia nel cratere Alfonso (William Herschel aveva riferito di aver
    visto  delle  macchie  rossastre  sulla luna fin dal 1780).  Gli studi
    spettroscopici di Kozyrev  sembravano  dimostrare  che  vi  era  stata
    un'emissione  di  polvere e gas.  Da allora sono state avvistate altre
    macchie transitorie di color rossiccio,  e sembra certo che sulla luna
    avvenga occasionalmente qualche attività vulcanica.  Durante l'eclissi
    lunare totale del dicembre 1964 si è  scoperto  che  ben  300  crateri
    erano più caldi del territorio circostante anche se, naturalmente, non
    abbastanza caldi da emettere luce.
    I  mondi  privi  di  atmosfera,  come Mercurio e i satelliti di Marte,
    Giove e Saturno, sono,  in genere,  fittamente cosparsi di crateri che
    ricordano il bombardamento avvenuto 4 miliardi di anni orsono,  o più,
    quando  tali  mondi  si  formarono   per   aggregazione   di   oggetti
    planetesimali.  Da allora,  non è successo niente che abbia cancellato
    quelle tracce.
    Venere è povera di crateri,  forse a causa degli effetti  di  erosione
    della  sua densa atmosfera.  Un emisfero di Marte e povero di crateri,
    forse perché l'azione vulcanica ha  provocato  la  formazione  di  una
    nuova  crosta.  Su  Io  non  ci  sono  praticamente  crateri,  a causa
    dell'accumulo di lava emessa dai suoi vulcani attivi.  Europa  non  ha
    crateri perché, quando l'impatto di una meteora infrange i ghiacci che
    la ricoprono,  penetrando nel liquido sottostante, quest'ultimo risale
    in superficie e si congela in poco tempo, «rimarginando» la «ferita».
    I meteoriti sono gli unici campioni di materia extraterrestre che  noi
    possiamo  esaminare,  e  pertanto suscitano un interesse vivissimo non
    solo fra gli  astronomi,  i  geologi,  i  chimici  e  gli  esperti  di
    metallurgia,  ma  anche  fra  i  cosmologi,  che  studiano  le origini
    dell'universo e del sistema solare.  In varie parti della  terra  sono
    stati  trovati  strani  oggetti  vetrosi  di  origine  presumibilmente
    meteorica: il primo ritrovamento risale al 1787, e avvenne in quel che
    oggi è la parte occidentale  della  Cecoslovacchia.  Nel  1864  furono
    rinvenuti  altri  esemplari  in Australia.  Essi sono stati battezzati
    "tectiti" (dalla radice greca, che significa «fuso»),  perché si pensa
    che si siano fusi durante il loro passaggio nell'atmosfera.
    Nel   1936  l'astronomo  americano  Harvey  Harlow  Ninninger  propose
    l'ipotesi che le tectiti fossero dei residui di  materiale  proiettato
    lontano  dalla  luna  in  seguito  all'impatto sulla sua superficie di
    grandi meteore; successivamente tale materiale sarebbe stato catturato
    dal  campo  gravitazionale  terrestre.  Si  è  trovato  un  giacimento
    particolarmente  esteso  di  tectiti sparpagliate fra l'Australia e il
    Sudest asiatico (molte  sono  state  estratte  dal  fondo  dell'Oceano
    Indiano).  Sembra che queste siano le tectiti più giovani, risalenti a
    soli 700  mila  anni  fa.  E'  verosimile  che  siano  state  prodotte
    dall'impatto  del  grande  meteorite  che ha causato la formazione del
    cratere Tycho sulla luna (il più giovane  degli  spettacolosi  crateri
    lunari).  Il fatto che tale impatto, a quanto sembra, avrebbe coinciso
    con la  più  recente  inversione  del  campo  magnetico  terrestre  ha
    suscitato  alcune  riflessioni teoriche sull'eventualità che la serie,
    sorprendentemente  irregolare,   di  inversioni  del  campo  magnetico
    terrestre   possa   indicare   altre   catastrofi   di  questo  genere
    verificatesi nel sistema terra-luna.
    Un'altra categoria  insolita  di  meteoriti  è  quella  degli  oggetti
    reperibili   nell'Antartide.   Anzitutto   qualsiasi  meteorite,   sia
    metallico sia petroso, quando giace su quella vasta calotta di ghiacci
    salta inevitabilmente agli occhi. Praticamente ovunque nell'Antartide,
    qualsiasi  oggetto  solido  che  non  sia  ghiaccio  o   qualcosa   di
    provenienza umana,  è necessariamente un meteorite; inoltre, una volta
    raggiunta la terra,  un meteorite in quel continente resta sicuramente
    intatto  (e  tale è restato almeno durante gli ultimi venti milioni di
    anni), e rischia solo di venir sepolto dalla neve o di capitare a tiro
    di qualche pinguino imperatore.
    Non si può dire che nell'Antartide ci sia mai stata una gran folla  di
    esseri umani;  inoltre,  solo una piccola parte del continente è stata
    esaminata a fondo;  pertanto,  fino al 1969,  erano stati trovati solo
    quattro  meteoriti,  e  tutti per caso.  Nel 1969 un gruppo di geologi
    giapponesi si imbatté in nove meteoriti situati a breve distanza l'uno
    dall'altro.   Il  ritrovamento  suscitò  l'interesse  di   tutti   gli
    scienziati, e altri meteoriti furono rinvenuti. Nel 1983 il numero dei
    frammenti meteoritici rinvenuti nel continente ghiacciato era salito a
    oltre 5000 - assai di più che in tutto il resto del mondo. (Questo non
    significa  che l'Antartide abbia ragioni speciali per esserne colpita,
    ma solo che lì è assai più facile individuarli.)
    Alcuni dei meteoriti antartici sono veramente strani. Nel gennaio 1982
    è stato scoperto un frammento di meteorite di  color  bruno-verdastro,
    che,  all'analisi,  ha mostrato di avere una composizione notevolmente
    simile a quella di alcune pietre  lunari  portate  sulla  terra  dagli
    astronauti.  Non  è facile trovare una spiegazione di come abbia fatto
    un pezzo di materia lunare a raggiungere la  terra  dopo  esser  stato
    scagliato nello spazio, ma certo questa è una possibilità.
    Inoltre  alcuni  frammenti  di  meteoriti dell'Antartide,  riscaldati,
    emettono dei gas,  la cui composizione  è  risultata  molto  simile  a
    quella dell'atmosfera marziana; fatto ancora più singolare, poi, è che
    questi  meteoriti,  a  quanto  sembra,  hanno soltanto 1300 milioni di
    anni, anziché 4500 milioni come quelli più comuni.  Può darsi che 1300
    milioni  di  anni  fa  i  vulcani  marziani attraversassero un periodo
    d'intensa attività: alcuni meteoriti potrebbero essere pezzi  di  lava
    marziana, giunta non si sa come fino a noi.
    Il  calcolo  dell'età dei meteoriti (con metodi che verranno descritti
    nel capitolo settimo) è, fra l'altro,  la base di un importante metodo
    per determinare l'età della terra e del sistema solare.

    L'ATMOSFERA:  COME  SI  E'  FORMATA  E  COME E' STATA TRATTENUTA DALLA
    TERRA.
    Prima di chiederci come si sia formata l'atmosfera della  terra,  sarà
    forse  meglio  discutere  come  abbia fatto l'aria a restare attaccata
    alla terra per tutti gli eoni in cui si è protratto il «balletto»  del
    nostro pianeta nello spazio. Per rispondere dobbiamo chiamare in causa
    il concetto di "velocità di fuga".

    La velocità di fuga.

    Quando  lanciamo  un  oggetto verso l'alto dalla superficie terrestre,
    l'attrazione gravitazionale lo rallenta gradualmente finché,  dopo  un
    istantaneo arresto, esso inizia a ricadere verso la terra. Se la forza
    di  gravità restasse uguale a tutte le altitudini,  la quota raggiunta
    dall'oggetto sarebbe proporzionale  al  quadrato  della  sua  velocità
    ascendente iniziale; un oggetto lanciato alla velocità di 2 chilometri
    all'ora dovrebbe raggiungere un'altezza quadrupla di un altro lanciato
    alla  velocità  di  1 chilometro all'ora (l'energia cresce cioè con il
    quadrato della velocità).
    Ma la forza di gravità non si mantiene costante: diminuisce lentamente
    con l'aumentare dell'altezza  (per  l'esattezza,  diminuisce  in  modo
    inversamente proporzionale al quadrato della distanza dal centro della
    terra). Supponiamo di lanciare un oggetto verso l'alto con la velocità
    di  un chilometro al secondo;  esso raggiungerà un'altezza di circa 50
    chilometri prima di invertire la sua marcia e ricadere  (se  ignoriamo
    la resistenza dell'aria); se avessimo lanciato lo stesso oggetto verso
    l'alto  con  la  velocità  di  2  chilometri al secondo,  esso avrebbe
    raggiunto un'altezza più che quadrupla.  All'altezza di 50 chilometri,
    l'attrazione  gravitazionale  terrestre  è  infatti  molto inferiore a
    quella presente al livello del suolo,  quindi da quell'altezza in  poi
    il  proiettile sarebbe soggetto a un'attrazione gravitazionale minore.
    Pertanto esso salirebbe a più di 200 chilometri (per l'esattezza a 211
    chilometri). Data una velocità ascendente iniziale di 10 chilometri al
    secondo,  un oggetto raggiunge 25400 chilometri  di  altezza.  A  quel
    punto la forza di gravità non è più di 1 su 25 di quella a livello del
    suolo.  Se aumentiamo la velocità iniziale dell'oggetto di cinquecento
    metri al secondo (cioè lo lanciamo alla velocità di 10,5 chilometri al
    secondo) esso raggiunge 47400 chilometri di altezza.
    I calcoli hanno mostrato che un oggetto lanciato verso l'alto con  una
    velocità  iniziale  di 11,2 chilometri al secondo non ricade più sulla
    terra. E' vero che la gravità terrestre farà diminuire gradualmente la
    sua velocità, ma questo effetto diventerà sempre più piccolo, e quindi
    l'oggetto non raggiungerà mai una velocità zero (cioè non si arresterà
    mai) rispetto alla terra (e con  questo  abbiamo  sistemato  anche  il
    luogo comune secondo cui «tutto ciò che sale finisce per scendere»).
    La velocità di 11,2 chilometri al secondo è dunque la velocità di fuga
    della  terra.  Si può calcolare la velocità di fuga di qualsiasi altro
    corpo astronomico, in funzione della sua massa e delle sue dimensioni.
    La velocità di fuga della luna è di soli 2,4  chilometri  al  secondo;
    quella di Marte,  di 5,1, quella di Saturno di 37; quella di Giove, il
    pianeta  di  massa  maggiore  nel  nostro  sistema  solare,  è  di  61
    chilometri al secondo.
    Tutto  ciò  ha  un  rapporto  diretto  con  la capacità della terra di
    trattenere la sua atmosfera.  Gli atomi e  le  molecole  dell'aria  si
    muovono  incessantemente  in  tutte  le  direzioni,  come  se  fossero
    minuscoli missili.  Le loro velocità individuali  variano  moltissimo:
    noi  siamo  in grado di parlarne solo da un punto di vista statistico,
    per esempio dicendo qual è la frazione di  molecole  la  cui  velocità
    supera  un  dato valore,  o qual è la velocità media delle molecole in
    determinate condizioni.  La formula per  esprimere  questi  valori  fu
    elaborata  per  la  prima  volta nel 1860 da James Clerk Maxwell e dal
    fisico austriaco Ludwig Boltzmann, e viene chiamata "legge di Maxwell-
    Boltzmann".
    La velocità media delle molecole di ossigeno dell'aria,  a temperatura
    ambiente,  è di circa 500 metri al secondo. La molecola dell'idrogeno,
    che pesa un sedicesimo di  quella  dell'ossigeno,  si  muove  con  una
    velocità  media  quadrupla  (circa  2000  metri  al secondo),  perché,
    secondo la  legge  di  Maxwell-Boltzmann,  la  velocità  di  una  data
    particella  a  una  data temperatura è inversamente proporzionale alla
    radice quadrata del suo peso molecolare.
    E' importante ricordare che stiamo parlando  di  velocità  medie:  una
    metà delle molecole ha infatti una velocità superiore alla media,  una
    certa percentuale ha una velocità che supera il doppio della  velocità
    media,  una  percentuale ancora minore supera il triplo della velocità
    media, e così via. Una minima percentuale delle molecole di ossigeno e
    di idrogeno dell'atmosfera ha una velocità superiore alla velocità  di
    fuga, cioè a 11,2 chilometri al secondo.
    Dagli strati inferiori dell'atmosfera queste particelle più veloci non
    riescono a fuggire,  perché vengono rallentate dagli urti con le altre
    particelle,  più lente di loro.  Ma negli strati superiori hanno molta
    più  probabilità  di  riuscire  a  fuggire:  in primo luogo,  lassù la
    radiazione solare,  non incontrando ostacoli,  ne eccita una  porzione
    maggiore,  impartendo loro elevate energie e alte velocità; in secondo
    luogo,   le  collisioni  sono  molto  meno  probabili  in   quell'aria
    rarefatta.  Mentre  una  molecola  vicina  alla  superficie  terrestre
    viaggia solo per un decimillesimo di millimetro (in  media)  prima  di
    avere una collisione con una sua vicina, all'altezza di 100 chilometri
    il  suo  cammino  libero  medio è di 10 centimetri e alla quota di 225
    chilometri supera i mille metri.  A  quest'ultima  altezza  il  numero
    medio di collisioni subite da un atomo o da una molecola è solo di una
    al  secondo,  contro  i  5  miliardi  al  secondo al livello del mare.
    Pertanto,  una particella veloce all'altezza di 160 chilometri e oltre
    ha  buone  probabilità  di sfuggire alla terra;  se per caso si sposta
    verso l'alto,  passa in regioni di  densità  ancora  minore,  dove  la
    probabilità  di  subire collisioni sarà ancora più piccola,  così che,
    alla fine,  potrà prendere il volo per gli spazi  interplanetari,  per
    non far ritorno mai più.
    In  altri termini,  l'atmosfera terrestre «perde».  La perdita,  però,
    riguarda prevalentemente le molecole più leggere. L'ossigeno e l'azoto
    sono relativamente  pesanti,  così  che  solo  pochissime  delle  loro
    molecole riescono a raggiungere la velocità di fuga; quindi, da quando
    ossigeno  e  azoto  si  sono  formati,  la terra ha perso una quantità
    minima dei due gas. Invece, l'idrogeno e l'elio raggiungono facilmente
    la velocità di fuga;  di conseguenza oggi  l'atmosfera  terrestre  non
    contiene più quantità significative di questi ultimi due gas.
    I  pianeti  dotati  di massa maggiore,  come Giove e Saturno,  possono
    trattenere anche l'idrogeno e l'elio; pertanto essi hanno atmosfere di
    grande spessore, composte soprattutto di tali elementi (i quali,  dopo
    tutto,   sono  le  sostanze  più  comuni  nell'universo).  L'idrogeno,
    presente in grandi quantità, reagisce con gli altri elementi, e quindi
    il carbonio,  l'azoto e l'ossigeno sono presenti solo sotto  forma  di
    composti   contenenti   l'idrogeno:   rispettivamente   metano  (CH4),
    ammoniaca (NH3)  e  acqua  (H2O).  L'ammoniaca  e  il  metano,  benché
    presenti  nell'atmosfera di Giove solo come impurità in concentrazioni
    relativamente modeste,  sono stati osservati (per la prima  volta  nel
    1931,  dall'astronomo tedesco-americano Rupert Wildt) perché producono
    bande di assorbimento spettrali osservabili,  a differenza dell'elio e
    dell'idrogeno  che non ne producono.  La presenza di questi ultimi due
    elementi  è  stata  accertata  con  metodi  indiretti  nel   1952,   e
    naturalmente  confermata  in  seguito,  dal  1973 in poi,  dalle sonde
    passate vicino a Giove.
    All'opposto,  un  pianeta  di  piccole  dimensioni,   come  Marte,   è
    scarsamente  in  grado di trattenere perfino le molecole relativamente
    pesanti,  e la sua densità atmosferica è solo un centesimo  di  quella
    terrestre.  La luna,  poi,  con la sua velocità di fuga ancora minore,
    non può trattenere alcun tipo di atmosfera, ed è quindi priva di aria.
    La temperatura è un  fattore  altrettanto  importante  della  gravità.
    Secondo  l'equazione  di  Maxwell-Boltzmann,  la  velocità media delle
    particelle è proporzionale  alla  radice  quadrata  della  temperatura
    assoluta. Se la terra avesse la temperatura della superficie del sole,
    tutti   gli  atomi  e  le  molecole  della  sua  atmosfera  verrebbero
    accelerati fra quattro e cinque  volte,  ed  essa  non  riuscirebbe  a
    trattenere  l'ossigeno e l'azoto più di quanto oggi succeda con l'elio
    e l'idrogeno.
    Così,  Mercurio,  pur avendo una gravità  alla  superficie  2,2  volte
    maggiore  di  quella  della  luna,   a  causa  della  sua  temperatura
    considerevolmente più elevata di  quella  del  nostro  satellite,  non
    riesce  a  trattenere  meglio la sua atmosfera ed è anch'esso privo di
    aria.
    La gravità sulla superficie di Marte è solo di poco superiore a quella
    di  Mercurio;  ma,  essendo  Marte  considerevolmente  più  freddo  di
    Mercurio (e anche della terra e della luna),  esso riesce ad avere una
    tenue atmosfera,  in virtù più della sua bassa temperatura  che  della
    sua gravità alla superficie,  non troppo elevata. I satelliti di Giove
    sono  ancora  più  freddi  di  Marte,   ma  hanno  anche  una  gravità
    superficiale  dell'ordine di grandezza di quella della luna;  pertanto
    non trattengono un'atmosfera. Titano,  il grande satellite di Saturno,
    è invece tanto freddo da riuscire a trattenere una spessa atmosfera di
    azoto.  E  forse  lo  stesso vale per Tritone,  il grande satellite di
    Nettuno.

    L'atmosfera originaria.

    Il fatto che la terra  possieda  un'atmosfera  è  un  serio  argomento
    contro  la  teoria  che  essa  e  gli altri pianeti del sistema solare
    abbiano avuto origine da  un  evento  catastrofico,  come  una  quasi-
    collisione tra il sole e un'altra stella;  tale fatto depone piuttosto
    a favore della teoria della  nube  di  polvere  e  dei  planetesimali.
    Quando  polvere  e  gas  della  nube  si condensarono dando origine ai
    planetesimali,  e questi,  a loro volta,  si aggregavano  formando  un
    corpo planetario, può darsi che parte del gas sia rimasta imprigionata
    entro una massa porosa,  come accade all'aria in un cumulo di neve; in
    seguito,  la contrazione della massa per effetto della gravità avrebbe
    «spremuto» i gas,  portandoli in superficie. Un dato gas sarebbe stato
    trattenuto o meno dalla terra anche a  seconda  della  sua  reattività
    chimica. L'elio e il neon, pur essendo stati sicuramente tra i gas più
    comuni  nella  nube  originaria,  sono  così inerti dal punto di vista
    chimico da non formare alcun composto,  e  sarebbero  quindi  sfuggiti
    sotto  forma  di  gas in breve tempo.  E' questa la ragione per cui le
    concentrazioni di elio e di neon sulla terra  non  sono  che  frazioni
    insignificanti   delle   rispettive  concentrazioni  nell'universo  in
    generale.  Per esempio,  si è calcolato che la terra abbia  trattenuto
    soltanto  un  atomo  di  neon  ogni  50  miliardi  presenti nella nube
    originaria.  Quanto all'elio originario,  la nostra  atmosfera  ne  ha
    conservato ancora meno,  anzi forse non ne ha conservato affatto. Se è
    vero infatti che oggi la nostra atmosfera contiene un po' di  elio,  è
    anche   vero   che   esso   potrebbe   essere   stato  prodotto  dalla
    disintegrazione di elementi radioattivi o essere  sfuggito  da  cavità
    nel  sottosuolo in cui era rimasto intrappolato.  L'idrogeno,  invece,
    anche se più leggero dell'elio o del  neon,  è  stato  trattenuto  più
    efficacemente,  perché si è combinato con altre sostanze,  soprattutto
    con l'ossigeno, formando acqua.  Si stima che la terra conservi ancora
    un  atomo  di  idrogeno  ogni  5 milioni di quelli presenti nella nube
    originaria.
    Il caso dell'azoto e dell'ossigeno illustra ancora meglio l'importanza
    della reattività chimica: nonostante  il  fatto  che  la  massa  delle
    molecole  di  azoto  non sia molto diversa da quella delle molecole di
    ossigeno,  la terra ha trattenuto 1 atomo di ossigeno su 6  originari,
    essendo l'ossigeno altamente reattivo, mentre ha trattenuto 1 atomo di
    azoto su 800 mila, essendo l'azoto elemento inerte.
    Quando parliamo dei gas presenti nell'atmosfera,  dobbiamo prendere in
    considerazione  anche  il  vapor   acqueo;   e   qui   ci   imbattiamo
    nell'interessante problema dell'origine degli oceani. Nelle prime fasi
    della  storia  della terra,  per quanto allora il nostro pianeta fosse
    solo moderatamente caldo, tutta l'acqua doveva trovarsi sotto forma di
    vapore.  Alcuni geologi  ritengono  che  in  seguito  l'acqua  si  sia
    concentrata  nell'atmosfera formando una densa nube di vapore,  e che,
    dopo il raffreddamento della terra,  si sia riversata  a  torrenti  su
    quest'ultima,  formando gli oceani.  Altri geologi, invece, sostengono
    che gli oceani si sono formati soprattutto con  l'acqua  che  filtrava
    dall'interno  della  terra  alla  superficie.  I  vulcani mostrano che
    esiste ancora una gran  quantità  di  acqua  nella  crosta  terrestre,
    perché  i  gas  da essi liberati sono in prevalenza vapor d'acqua.  Se
    così stanno  le  cose,  gli  oceani  sono  forse  ancora  in  fase  di
    accrescimento, anche se lento.
    Ma l'atmosfera terrestre è stata sempre così com'è oggi, fin dalla sua
    formazione?  Ciò  appare  poco  probabile.  In  primo luogo l'ossigeno
    molecolare, che costituisce un quinto del volume dell'atmosfera, è una
    sostanza così attiva che è  estremamente  improbabile  che  esista  in
    forma libera,  a meno che venga prodotto in continuazione;  in secondo
    luogo,   nessun  altro  pianeta  ha  un'atmosfera  che  somigli  anche
    lontanamente  alla  nostra,  così  che  si  è  fortemente  tentati  di
    concludere che l'atmosfera terrestre sia  l'effetto  di  eventi  unici
    (come,  per  esempio,  la  presenza della vita,  che manca sugli altri
    pianeti).
    Harold Urey ha sostenuto,  con  dovizia  di  argomenti,  la  tesi  che
    l'atmosfera  originaria  fosse  composta  di  ammoniaca e metano.  Gli
    elementi più diffusi  nell'universo  sono  idrogeno,  elio,  carbonio,
    azoto e ossigeno,  con l'idrogeno di gran lunga preponderante. In tali
    condizioni,   il  carbonio  avrebbe  avuto  un'alta   probabilità   di
    combinarsi  con  l'idrogeno,  formando  metano (CH4),  l'azoto avrebbe
    formato ammoniaca (NH3) e l'ossigeno acqua (H2O).  L'elio e l'idrogeno
    in  eccesso  naturalmente  sarebbero sfuggiti dall'atmosfera;  l'acqua
    avrebbe formato gli  oceani,  mentre  il  metano  e  l'ammoniaca,  gas
    relativamente  pesanti,   sarebbero  stati  trattenuti  dalla  gravità
    terrestre,   venendo  così  a  costituire  la  porzione  preponderante
    dell'atmosfera.
    Ammesso  che  tutti  i  pianeti  dotati  di  una gravità sufficiente a
    trattenere  un'atmosfera  abbiano  avuto  all'inizio  un'atmosfera  di
    questo  tipo,  non  tutti però l'avrebbero conservata senza mutamenti.
    Sarebbe  intervenuta  a  modificare  le  cose  la  radiazione   solare
    ultravioletta:  i  mutamenti  sarebbero  stati  minimi  per  i pianeti
    esterni, i quali, innanzitutto, ricevono relativamente poca radiazione
    data la loro distanza  dal  sole,  e,  in  secondo  luogo,  possiedono
    atmosfere molto spesse,  capaci di assorbire considerevoli quantità di
    radiazione senza subire modificazioni sostanziali;  pertanto i pianeti
    esterni avrebbero conservato fino ai nostri tempi le loro atmosfere di
    idrogeno, elio, ammoniaca e metano.
    Ben  diversamente sarebbero andate le cose per i cinque mondi interni,
    Marte,  la terra,  la luna,  Venere e Mercurio.  Di essi,  la  luna  e
    Mercurio  sono troppo piccoli e troppo caldi per trattenere una vera e
    propria atmosfera.  Restano  Marte,  la  terra  e  Venere,  con  tenui
    atmosfere formate prevalentemente,  all'inizio, di ammoniaca, metano e
    acqua. Cosa sarebbe accaduto allora?
    La radiazione ultravioletta,  colpendo  le  molecole  di  acqua  negli
    strati  superiori  dell'atmosfera primordiale della terra,  ne avrebbe
    provocato    la    dissociazione    in     idrogeno     e     ossigeno
    ("fotodissociazione").  L'idrogeno  sarebbe  sfuggito  dall'atmosfera,
    mentre l'ossigeno sarebbe rimasto. Essendo però altamente reattive, le
    sue molecole si sarebbero combinate praticamente con tutti i  tipi  di
    molecole con cui fossero entrate in contatto: avrebbero reagito con il
    metano  (CH4),  formando  anidride carbonica (CO2) e acqua (H2O);  con
    l'ammoniaca  (NH3),  formando  azoto  (N2)  più  acqua  (H2O).   Molto
    lentamente,   ma   con   un   processo   continuo,   la   composizione
    dell'atmosfera si sarebbe convertita da metano e ammoniaca in azoto  e
    anidride carbonica.  L'azoto avrebbe manifestato la tendenza a reagire
    lentamente con i minerali della crosta terrestre formando dei nitrati,
    e  l'anidride  carbonica  sarebbe  rimasta  la  componente  principale
    dell'atmosfera.
    A  questo  punto  c'è  da  attendersi che l'acqua continui a subire la
    fotodissociazione e l'ossigeno ad accumularsi  nell'atmosfera,  mentre
    l'idrogeno sfugge nello spazio esterno? E se l'ossigeno che seguita ad
    accumularsi  non trova niente con cui reagire (non potendo più reagire
    con  l'anidride  carbonica),   non  c'è  forse   da   attendersi   che
    all'anidride  carbonica  presente nell'atmosfera si aggiunga una certa
    percentuale di ossigeno molecolare (il che spiegherebbe la presenza di
    ossigeno nell'atmosfera terrestre)? La risposta è un secco no, le cose
    non possono essere andate così.
    Quando  l'anidride   carbonica   diventa   la   componente   dominante
    dell'atmosfera,   la   radiazione   ultravioletta   non   provoca  più
    cambiamenti tramite la dissociazione  delle  molecole  di  acqua.  Non
    appena   comincia  ad  accumularsi  ossigeno  libero,   nell'atmosfera
    superiore  si  forma  un  sottile  strato  di   ozono,   che   assorbe
    l'ultravioletto,  impedendogli  di  raggiungere  gli  strati inferiori
    dell'atmosfera  e  bloccando  la  fotodissociazione.  Un'atmosfera  di
    anidride carbonica è stabile.
    Ma l'anidride carbonica induce l'effetto serra (vedi capitolo quarto).
    Se l'atmosfera di anidride carbonica è sottile e relativamente lontana
    dal sole, e se l'acqua presente è poca, l'effetto è piccolo, come, per
    esempio, nel caso di Marte.
    Si  supponga,  invece,  che  l'atmosfera  di un pianeta sia abbastanza
    simile a quella della terra e che esso si trovi  altrettanto  (o  più)
    vicino  al  sole.  In  tal  caso,  l'effetto  serra sarebbe enorme: le
    temperature salirebbero,  causando l'evaporazione degli oceani a ritmo
    sempre  maggiore.   L'effetto  serra  verrebbe  accentuato  dal  vapor
    d'acqua,  e il processo di trasformazione sarebbe accelerato  sia  con
    l'aumento della quantità di anidride carbonica presente nell'aria, sia
    attraverso gli effetti della temperatura sulla crosta.  Alla fine,  il
    pianeta  sarebbe  caldissimo,  tutta  la  sua  acqua  sarebbe  passata
    nell'atmosfera sotto forma di vapore,  che ne nasconderebbe per sempre
    la superficie sotto  una  coltre  di  nubi  eterne,  ed  esso  sarebbe
    caratterizzato da una spessa atmosfera di anidride carbonica.
    Questo è esattamente quanto è accaduto a Venere,  che ha dovuto subire
    un effetto serra accelerato.  Quel poco di calore in più che  riceveva
    per  il  fatto  di  essere più vicina della terra al sole ha innescato
    tutto quanto il processo.
    La terra non ha seguito né l'evoluzione di Marte né quella di  Venere.
    Il  contenuto  di  azoto  della  sua  atmosfera  non è penetrato nella
    crosta,  lasciando un sottile e freddo vento  di  anidride  carbonica,
    come  su Marte;  e neppure è accaduto che l'effetto serra trasformasse
    il pianeta in un  mondo  soffocante,  desertico,  caldissimo,  come  è
    avvenuto su Venere. E' successo qualcosa di diverso, e questo qualcosa
    è  stato  l'evolversi della vita,  forse fin da quando l'atmosfera era
    ancora nello stadio ammoniaca/metano.
    Le reazioni indotte dalla vita negli oceani terrestri hanno causato la
    dissociazione dei composti azotati,  liberando azoto  molecolare;  era
    così assicurata la permanenza nell'atmosfera di una grande quantità di
    questo  gas.  In  più,  le  cellule  hanno  sviluppato  la capacità di
    dissociare le  molecole  di  acqua  in  idrogeno  e  ossigeno,  usando
    l'energia  della  luce  visibile,  che  non viene bloccata dall'ozono.
    L'idrogeno  si  è  combinato  con  l'anidride  carbonica  formando  le
    complesse  molecole  che  costituiscono la cellula,  mentre l'ossigeno
    veniva liberato nell'atmosfera. E' stato così,  grazie alla vita,  che
    l'atmosfera  della  terra  si è trasformata da un'atmosfera di azoto e
    anidride carbonica in un'altra di azoto e ossigeno. L'effetto serra ha
    subìto una forte riduzione: la  terra  è  rimasta  fresca,  capace  di
    conservare   il  suo  bene  unico,   un  oceano  di  acqua  liquida  e
    un'atmosfera ricca di ossigeno libero.
    In realtà,  la nostra atmosfera ricca di ossigeno potrebbe essere  una
    caratteristica   solo   dell'ultimo   10   per   cento   della  durata
    dell'esistenza della terra;  anche solo 600 milioni di  anni  fa,  può
    darsi  che l'atmosfera contenesse soltanto un decimo dell'ossigeno che
    contiene oggi.
    In ogni caso è a quest'atmosfera ricca di ossigeno libero,  così com'è
    oggi,   che  dobbiamo  la  vita  nostra  e  degli  altri  viventi;   e
    quest'atmosfera a sua volta deve la propria esistenza  ad  altri,  più
    antichi esseri viventi.

    Capitolo 6.
    GLI ELEMENTI.

    LA TAVOLA PERIODICA.
    Fin qui ci siamo occupati dei corpi di grandi dimensioni dell'universo
    -  le  stelle  e  le  galassie,  il sistema solare,  la terra e la sua
    atmosfera.  Ora vogliamo considerare la natura delle sostanze  che  li
    compongono.

    Le prime teorie.

    I   primi   filosofi  greci,   che  affrontavano  i  problemi  con  un
    atteggiamento teoretico e speculativo,  stabilirono che la  terra  era
    fatta  di pochissimi elementi,  o sostanze fondamentali.  Empedocle di
    Agrigento,  nel 430 avanti Cristo circa,  ritenne  che  tali  elementi
    fossero quattro: terra, aria, acqua e fuoco. Un secolo dopo Aristotele
    propose  che  i  cieli  fossero  costituiti  di  un  quinto  elemento,
    l'"etere".  I successori dei greci nello  studio  della  materia,  gli
    alchimisti  medioevali,  si  impantanarono  nella  magia e in pratiche
    ciarlatanesche,   arrivando  però  a  conclusioni  più  ragionevoli  e
    avvedute di quelle dei greci,  perché essi, almeno, toccavano con mano
    i materiali intorno a cui teorizzavano.
    Cercando di spiegare le varie proprietà delle sostanze, gli alchimisti
    associarono  tali  proprietà  ad  alcuni   elementi   regolatori   che
    aggiunsero  alla  lista  degli elementi primi: essi identificarono nel
    mercurio quello che conferiva alle sostanze le proprietà metalliche, e
    nello zolfo quello che trasmetteva la  proprietà  dell'infiammabilità.
    Nel  sedicesimo secolo uno degli ultimi - e migliori - alchimisti,  il
    medico svizzero Theophrastus Bombast  von  Hohenheim,  più  noto  come
    Paracelso,  vi  aggiunse  il  sale,  come  elemento  che  conferiva la
    resistenza al calore.
    Gli alchimisti ritenevano che si potesse trasformare una  sostanza  in
    un'altra  semplicemente aggiungendo e sottraendo elementi nelle dovute
    proporzioni.  Per esempio,  un metallo come il piombo  avrebbe  potuto
    essere   trasformato  in  oro  aggiungendovi  la  quantità  esatta  di
    mercurio.  La ricerca della formula che doveva convertire  il  metallo
    vile in oro andò avanti per secoli,  e gli alchimisti,  nel perseguire
    tale ricerca,  scoprirono sostanze ben più importanti  dell'oro,  come
    gli acidi minerali e il fosforo.
    Gli   acidi  minerali  -  acido  nitrico,   acido  cloridrico  e,   in
    particolare,  acido solforico (preparato per la prima volta intorno al
    1300)  -  consentirono  di  compiere  una  svolta rivoluzionaria negli
    esperimenti di alchimia.  Queste sostanze  erano  molto  più  efficaci
    dell'acido  più  forte conosciuto fino ad allora,  l'acido acetico,  e
    consentivano di decomporre altre  sostanze  senza  ricorrere  ad  alte
    temperature  e  a  tempi  lunghi.   Anche  oggi  gli  acidi  minerali,
    soprattutto l'acido solforico, sono essenziali nell'industria: si suol
    dire che il grado di industrializzazione di un paese  si  può  dedurre
    dal suo consumo annuo di acido solforico.
    Ciononostante,  ben  pochi  alchimisti permisero che questi importanti
    argomenti collaterali li distraessero da quella che  consideravano  la
    ricerca  principale.   Qualche  membro  della  corporazione  privo  di
    scrupoli si abbassò alla truffa vera e  propria,  producendo  oro  con
    giochi  di prestigio per ottenere da ricchi protettori quelli che oggi
    chiameremmo «fondi per la ricerca»,  il che procacciò una così cattiva
    reputazione alla professione che si dovette abbandonare il nome stesso
    di  alchimista.  Nel  Seicento,  l'"alchimista"  divenne "chimico",  e
    l'alchimia fu promossa a scienza, con il nome di "chimica".
    Uno dei primi «nuovi chimici» fu Robert Boyle,  colui al quale si deve
    la legge dei gas, detta appunto legge di Boyle (vedi capitolo quinto).
    Nel suo libro "Il chimico scettico",  pubblicato nel 1661, egli espose
    per primo il concetto moderno di "elemento": una sostanza fondamentale
    che si può combinare con  altri  elementi,  formando  dei  "composti",
    mentre,  una  volta  isolata  da  un  composto,  non  si può ridurre a
    sostanze più semplici.
    Tuttavia,  Boyle conservava una  concezione  medioevale  della  natura
    reale  degli  elementi.  Per  esempio,  credeva che l'oro non fosse un
    elemento e potesse essere fabbricato,  in qualche modo,  a partire  da
    altri metalli.  Lo credeva, a dire il vero, anche il suo contemporaneo
    Isaac Newton,  che dedicò gran parte del proprio  tempo  all'alchimia.
    (Ancora  nel  1867,   del  resto,  l'imperatore  dell'Austria-Ungheria
    Francesco Giuseppe finanziò degli esperimenti per fabbricare l'oro.)
    Nel secolo successivo a quello di Boyle,  la sperimentazione nel campo
    della  chimica cominciò a chiarire quali sostanze si potessero ridurre
    in sostanze più semplici  e  quali  no.  Henry  Cavendish  mostrò  che
    l'idrogeno si combinava con l'ossigeno formando l'acqua,  e che quindi
    l'acqua non poteva essere un elemento.  In seguito Lavoisier  scompose
    il  presunto  elemento  aria  in ossigeno e azoto;  a questo punto era
    ormai chiaro che nessuno degli elementi dei greci era tale, secondo il
    criterio di Boyle.
    Quanto agli elementi degli alchimisti,  risultò che il mercurio  e  lo
    zolfo erano davvero tali «secondo Boyle»;  ma lo erano anche il ferro,
    lo stagno, il piombo, il rame, l'argento,  l'oro e alcune sostanze non
    metalliche,  come  il  fosforo,  il  carbonio  e  l'arsenico.  Infine,
    l'«elemento» sale di  Paracelso  fu  scomposto  in  due  sostanze  più
    semplici.
    Naturalmente  la  lista  degli  elementi  dipendeva  dalla chimica del
    tempo: fintantoché non si riusciva a scomporre  una  sostanza  con  le
    tecniche chimiche disponibili al momento,  la si poteva considerare un
    elemento.  Per esempio,  l'elenco di trentatré elementi  compilato  da
    Lavoisier comprendeva la calce e la magnesia, ma quattordici anni dopo
    la  sua  morte  (fu ghigliottinato durante la Rivoluzione francese) il
    chimico inglese Humphry Davy,  servendosi  della  corrente  elettrica,
    scompose  la calce in ossigeno più un nuovo elemento cui diede il nome
    di "calcio",  e la magnesia in ossigeno e in un altro  nuovo  elemento
    che chiamò "magnesio".
    D'altra  parte,  Davy  riusci a mostrare che un gas verde ottenuto dal
    chimico svedese Carl Wilhelm Scheele a partire  dall'acido  cloridrico
    non era un composto dell'acido cloridrico stesso e dell'ossigeno, come
    si  era  creduto,  ma  un  vero elemento,  a cui Davy diede il nome di
    "cloro" (dal termine greco che significa «verde»).

    La teoria atomica.

    All'inizio del diciannovesimo secolo si sviluppò un modo  radicalmente
    nuovo  di  considerare  gli  elementi,  modo che riprendeva le idee di
    alcuni greci, ai quali, malgrado tutto, si deve quello che è risultato
    forse il più importante  strumento  concettuale  per  la  comprensione
    della natura della materia.
    I greci si erano chiesti se la materia fosse continua o discreta, cioè
    se  si potesse continuare a suddividerla indefinitamente in particelle
    sempre più  piccole,  oppure  se  alla  fine  risultasse  composta  di
    particelle  indivisibili.  Leucippo  di  Mileto  e  il  suo  discepolo
    Democrito di Abdera avevano sostenuto,  intorno al 450 avanti  Cristo,
    quest'ultima  soluzione.   Anzi,   Democrito  diede  un  nome  a  tali
    particelle ultime: le chiamò "atomi" (che  significa  «indivisibili»).
    Egli  ipotizzò anche che sostanze diverse fossero composte di atomi (o
    loro combinazioni) diversi,  e che una sostanza si potesse trasformare
    in un'altra in seguito a redistribuzione degli atomi.  Se si pensa che
    tutto ciò non era che una intelligente congettura, si resta stupefatti
    della correttezza dell'intuizione di Democrito.  Anche se oggi  l'idea
    può  apparire  ovvia,  lo  era  tanto  poco a quei tempi che Platone e
    Aristotele senz'altro la rifiutarono.
    L'idea di  Democrito  sopravvisse,  tuttavia,  negli  insegnamenti  di
    Epicuro  di  Samo,  che scrisse intorno al 300 avanti Cristo,  e nella
    scuola filosofica cui egli diede origine, l'epicureismo. Una figura di
    rilievo di questa scuola fu il filosofo romano Lucrezio, che,  intorno
    al  60  avanti  Cristo,  si ispirò alle concezioni atomistiche nel suo
    lungo poema "De rerum natura". Il poema sopravvisse in qualche modo al
    Medioevo,   e  fu  una  delle  prime  opere  a  essere  stampate  dopo
    l'invenzione della nuova tecnica.
    Il concetto di atomo non fu quindi mai del tutto estraneo alla cultura
    degli studiosi occidentali. Tra i più eminenti atomisti all'alba della
    scienza  moderna  furono  il  filosofo  italiano  Giordano  Bruno e il
    filosofo francese  Pierre  Gassendi.  Bruno  sostenne  parecchie  tesi
    scientifiche non ortodosse,  come la credenza in un universo infinito,
    in cui le stelle erano concepite come soli lontani  intorno  ai  quali
    ruotavano  dei pianeti,  ed espose le proprie idee con coraggio.  Arso
    vivo come eretico nel 1600, fu il principale martire della rivoluzione
    scientifica. Per onorarlo, i russi hanno dato il suo nome a un cratere
    situato sull'altra faccia della luna.
    Le idee di Gassendi influenzarono fortemente Boyle,  il  quale  con  i
    suoi  esperimenti aveva mostrato che i gas si possono comprimere o far
    espandere,  e che quindi essi devono  essere  composti  di  particelle
    alquanto  distanziate l'una dall'altra.  Tanto Boyle che Newton furono
    dunque tra gli atomisti convinti del diciassettesimo secolo.
    Nel 1799,  il chimico francese  Joseph  Louis  Proust  mostrò  che  il
    carbonato  di rame,  comunque lo si preparasse,  conteneva proporzioni
    definite,  in peso,  di rame,  carbonio e ossigeno;  tali  proporzioni
    erano pari a rapporti tra numeri interi molto bassi: 5,  4 e 1. Proust
    proseguì,  mostrando che  numerosi  altri  composti  si  trovavano  in
    situazione analoga.
    Tale  situazione trovava una spiegazione se si assumeva che i composti
    fossero formati dall'unione di piccoli numeri  di  frammenti  di  ogni
    elemento, che potevano combinarsi solo come oggetti interi. Il chimico
    inglese John Dalton fece osservare tale circostanza nel 1803,  e,  nel
    1808,  pubblicò un libro in cui mostrava che l'intera scienza  chimica
    sviluppatasi  nell'ultimo  secolo e mezzo acquistava un senso coerente
    supponendo che tutta la materia fosse composta di atomi  indivisibili.
    (Dalton  mantenne  il  vecchio  termine  greco in omaggio ai pensatori
    dell'antichità.) Non  ci  volle  molto  tempo  perché  questa  "teoria
    atomica" persuadesse la maggior parte dei chimici.
    Secondo Dalton,  ogni elemento è caratterizzato da un tipo particolare
    di atomo,  e qualsiasi quantità di tale elemento è costituita da atomi
    di quel tipo,  tra loro identici.  Ciò che distingue un elemento da un
    altro è  la  natura  dei  suoi  atomi,  mentre  la  differenza  fisica
    fondamentale fra i vari atomi è il loro peso.  Così gli atomi di zolfo
    sono più pesanti di quelli di ossigeno che,  a loro  volta,  sono  più
    pesanti di quelli di azoto;  questi, poi, sono più pesanti degli atomi
    di carbonio, i quali, infine, sono più pesanti di quelli di idrogeno.
    Il chimico italiano Amedeo Avogadro applicò la teoria atomica  ai  gas
    riuscendo  a dimostrare che era ragionevole supporre che volumi uguali
    di gas (di qualsivoglia natura)  contenessero  uno  stesso  numero  di
    particelle;  questa è quella che viene chiamata "ipotesi di Avogadro".
    In un primo tempo si pensò che queste particelle fossero gli atomi, ma
    venne in seguito dimostrato  che  nella  maggior  parte  dei  casi  si
    trattava  di  piccoli  gruppi  di  atomi  chiamati "molecole".  Se una
    molecola contiene atomi di tipi diversi (come la  molecola  di  acqua,
    che è formata di un atomo di ossigeno e due atomi di idrogeno),  è una
    molecola di un "composto chimico".
    Naturalmente divenne importante misurare  i  pesi  relativi  di  atomi
    diversi,  per  trovare  quelli che venivano detti "pesi atomici" degli
    elementi.  Ma i minuscoli atomi in se stessi  erano  irrimediabilmente
    fuori  della  portata  delle  tecniche  di determinazione del peso del
    diciannovesimo secolo. Tuttavia,  pesando la quantità di ogni elemento
    ottenuta  per  analisi  da un composto e osservandone il comportamento
    chimico, si riuscì a calcolare i pesi relativi degli atomi. Il primo a
    perseguire sistematicamente questo obiettivo  fu  il  chimico  svedese
    Jons  Jakob  Berzelius.  Nel  1828,  egli  pubblicò  un elenco di pesi
    atomici basato su due standard: uno  assegnava  all'ossigeno  il  peso
    atomico  arbitrario 100;  l'altro poneva il peso atomico dell'idrogeno
    pari a 1.
    Il sistema di Berzelius non ebbe immediatamente fortuna;  ma nel 1860,
    al  primo  Congresso  internazionale  di  chimica,   a  Karlsruhe,  in
    Germania,  il chimico italiano Stanislao Cannizzaro presentò dei nuovi
    metodi  per  determinare  i  pesi  atomici avvalendosi dell'ipotesi di
    Avogadro,  che fino ad allora era stata trascurata.  Cannizzaro espose
    le  sue  idee  in  modo  talmente convincente che tutto il mondo della
    chimica ne restò conquistato.
    Fu il  peso  dell'ossigeno,  e  non  quello  dell'idrogeno,  a  essere
    adottato  come unità di misura in quel periodo,  perché l'ossigeno può
    essere combinato più facilmente con i vari elementi (e la combinazione
    con gli altri elementi era il passaggio essenziale del  metodo  comune
    di  determinazione  del  peso atomico).  Il chimico belga Jean Servais
    Stas,  nel 1850,  pose arbitrariamente il peso  atomico  dell'ossigeno
    pari  esattamente  a  16,  in  modo che il peso atomico dell'idrogeno,
    l'elemento più  leggero  noto,  fosse  approssimativamente  pari  a  1
    (1,0080, per l'esattezza).
    Fin dai tempi di Cannizzaro i chimici hanno cercato di raggiungere una
    sempre  maggior  precisione nella determinazione dei pesi atomici.  Si
    raggiunse il massimo ottenibile con metodi puramente chimici nel  1904
    e negli anni seguenti,  allorché il chimico americano Theodore William
    Richards determinò i pesi atomici con una precisione mai  ottenuta  in
    precedenza.  Richards  ricevette per il suo lavoro il premio Nobel per
    la  chimica  nel  1914.   In  base  alle  successive  scoperte   sulla
    costituzione  fisica degli atomi,  i valori di Richards sono stati via
    via ritoccati, raggiungendo una precisione ancora maggiore.
    Durante tutto  il  diciannovesimo  secolo,  nonostante  il  fatto  che
    l'ingente  lavoro  svolto  su  atomi  e  molecole  avesse generalmente
    convinto gli  scienziati  della  loro  realtà,  non  esistevano  prove
    dirette  che  dimostrassero  che  essi erano qualcosa di più che utili
    astrazioni.  Alcuni  eminenti  scienziati,  come  il  chimico  tedesco
    Wilhelm  Ostwald,  si  rifiutavano  di  annettere loro qualsiasi altro
    significato: per  Ostwald,  atomi  e  molecole  erano  utili,  ma  non
    «reali».
    La realtà delle molecole fu messa in evidenza dal "moto browniano", un
    fenomeno  osservato  per la prima volta nel 1827 dal botanico scozzese
    Robert Brown,  che notò che grani di polline in sospensione nell'acqua
    si muovevano qua e là disordinatamente.  In un primo tempo si credette
    che il loro moto fosse dovuto alla presenza di vita  nel  polline;  ma
    anche   particelle  di  coloranti  -  del  tutto  inanimate  -  aventi
    dimensioni parimenti ridotte si comportavano allo stesso modo.
    Nel 1863 si avanzò per la prima volta  l'ipotesi  che  il  moto  fosse
    dovuto  al  bombardamento  irregolare  delle particelle da parte delle
    molecole di  acqua  circostanti.  Oggetti  di  grandi  dimensioni  non
    risentirebbero  di  una lieve differenza nel numero di molecole che li
    colpissero rispettivamente da destra e  da  sinistra,  mentre  oggetti
    microscopici  bombardati  solo  da  qualche  centinaio  di molecole al
    secondo possono esibire un moto  ondeggiante,  dovuto  a  una  piccola
    eccedenza  di  urti  ora da una parte ora dall'altra.  Il moto casuale
    delle minuscole particelle è  una  dimostrazione  quasi  visibile  del
    fatto  che  l'acqua  -  e  la  materia  in  generale  -  ha  struttura
    "granulare".
    Einstein fornì un'analisi  teorica  di  questa  spiegazione  del  moto
    browniano,  mostrando  che  si  potevano calcolare le dimensioni delle
    molecole di acqua partendo dall'ampiezza dei piccoli moti  disordinati
    delle particelle di colorante. Nel 1908 il fisico francese Jean Perrin
    studiò  il  modo  in  cui  le  particelle  scendono  nell'acqua  sotto
    l'effetto della gravità;  esse devono superare l'opposizione derivante
    dalle  collisioni  con  le molecole sottostanti;  il moto browniano si
    oppone quindi alla forza gravitazionale.  Perrin usò  questo  fenomeno
    per   calcolare   le  dimensioni  delle  molecole  di  acqua  mediante
    l'equazione di Einstein,  e a quel punto  lo  stesso  Ostwald  dovette
    arrendersi.  Per  le sue ricerche Perrin ricevette il premio Nobel per
    la fisica nel 1926.
    L'atomo,  dunque,  ha subìto un'evoluzione da astrazione semimistica a
    oggetto  pressoché  tangibile.  E  oggi  possiamo davvero dire di aver
    finalmente «visto» gli  atomi.  Questo  è  stato  reso  possibile  dal
    "microscopio ionico a emissione di campo", inventato nel 1955 da Erwin
    W.  Mueller  dell'Università  dello  stato  della Pennsylvania: il suo
    strumento strappa alcuni ioni carichi positivamente dalla punta di  un
    ago  sottilissimo,  sparandoli  su uno schermo fluorescente in modo da
    produrre  un'immagine  ingrandita  5  milioni  di  volte  della  punta
    dell'ago.  Questa immagine rende effettivamente visibili,  sotto forma
    di puntini luminosi,  i singoli atomi  che  compongono  la  punta.  La
    tecnica  è stata migliorata fino a consentire di ottenere immagini dei
    singoli atomi.  Il fisico americano Albert Victor Crewe ha riferito di
    aver  potuto osservare nel 1970 singoli atomi di uranio e di torio con
    un microscopio elettronico a scansione.

    La tavola periodica di Mendeleev.

    Via via che nel diciannovesimo  secolo  si  allungava  l'elenco  degli
    elementi,  i chimici cominciarono ad avere l'impressione di inoltrarsi
    in una giungla sempre più fitta. Ogni elemento aveva proprietà diverse
    e nell'elenco non si scorgevano segni  che  facessero  intravedere  un
    qualsivoglia ordine soggiacente.  Dato che la scienza è caratterizzata
    dal  tentativo  di  trovare  ordine  nel  disordine   apparente,   gli
    scienziati  si  misero  a  caccia  di  una  qualche  regolarità  nelle
    proprietà degli elementi.
    Nel 1862,  dopo che Cannizzaro aveva fatto del peso  atomico  uno  dei
    principali  strumenti  di  lavoro della chimica,  un geologo francese,
    Alexander Emile Béguyer de Chancourtois, scoprì che, disponendo in una
    tabella gli elementi ordinati secondo il peso  atomico  crescente,  si
    poteva  fare  in modo che quelli aventi proprietà simili si trovassero
    nella stessa colonna verticale. Due anni dopo un chimico inglese, John
    Alexander Reina Newlands,  arrivò in  modo  indipendente  alla  stessa
    disposizione.   Ma   entrambi   gli   scienziati  vennero  ignorati  o
    ridicolizzati,  e  nessuno  dei  due  riuscì  a  pubblicare  in  forma
    dignitosa le proprie proposte. Molti anni dopo, quando ormai era stata
    universalmente  riconosciuta  l'importanza  della tavola periodica,  i
    loro  lavori  vennero  finalmente  pubblicati,  e  Newlands  ricevette
    addirittura una medaglia.
    Fu  il chimico russo Dmitrij Ivanovic' Mendeleev che ebbe il merito di
    mettere finalmente ordine  nella  giungla  degli  elementi.  Nel  1869
    Mendeleev  e il chimico tedesco Julius Lothar Meyer proposero entrambi
    una tavola degli elementi,  la cui idea centrale era essenzialmente la
    stessa  di  quella  di  de Chancourtois e Newlands;  ma fu Mendeleev a
    ottenere il riconoscimento  perché  ebbe  il  coraggio  e  la  fiducia
    necessari per sviluppare l'idea più a fondo degli altri.
    In  primo  luogo,  la  "tavola  periodica" di Mendeleev (così chiamata
    perché mostrava il ripetersi periodico di proprietà  chimiche  simili)
    era più complessa di quella di Newlands, e più prossima a ciò che oggi
    sappiamo  essere giusto.  Secondo,  nei casi in cui le proprietà di un
    elemento comportavano il suo inserimento in  una  casella  diversa  da
    quella  corrispondente al suo peso atomico,  Mendeleev coraggiosamente
    cambiava l'ordine, sostenendo che le proprietà sono più importanti del
    peso atomico. I fatti in seguito gli diedero ragione, come vedremo più
    avanti in questo stesso capitolo.  Per esempio,  il tellurio,  con  un
    peso  atomico  di 127,61,  dovrebbe venire dopo lo iodio,  che ha peso
    atomico 126,91, seguendo il criterio dei pesi atomici; mettendo invece
    il tellurio prima dello iodio,  esso risulta sotto al selenio,  a  cui
    somiglia  molto,  mentre  lo iodio in tal modo risulta sotto al bromo,
    suo parente stretto.
    Infine - ed è la cosa più importante - là dove Mendeleev  non  trovava
    altro modo per far funzionare le cose,  non esitò a lasciare dei posti
    vuoti nella tavola,  annunciando,  con quella che apparve una sicumera
    inaudita,  che  si  sarebbero  in  futuro  scoperti  gli  elementi che
    avrebbero riempito le caselle vuote. E si spinse ancora oltre. Per tre
    di  tali  buchi  descrisse  gli  elementi  che   dovevano   riempirli,
    utilizzando  come  guida  le  proprietà  degli  elementi soprastanti e
    sottostanti nella tabella.  E qui Mendeleev ebbe un colpo di  fortuna.
    Tutti  e  tre  gli elementi da lui previsti furono scoperti mentre era
    ancora in  vita,  consentendogli  di  assistere  al  trionfo  del  suo
    sistema.  Nel  1875 il chimico francese Lecoq de Boisbaudran scoprì il
    primo di questi elementi mancanti,  che chiamò "gallio".  Nel 1879  il
    chimico  svedese  Lars  Fredrik Nilson trovò il secondo,  che denominò
    "scandio" (da Scandinavia).  E nel 1886  il  chimico  tedesco  Clemens
    Alexander Winkler isolò il terzo, che denominò "germanio". Tutti e tre
    gli  elementi  presentavano  con considerevole precisione le proprietà
    previste da Mendeleev.

    I numeri atomici.

    Con la scoperta dei raggi X effettuata da Roentgen si aprì  una  nuova
    era  nella  storia  del sistema periodico.  Nel 1911 il fisico inglese
    Charles Glover Barkla scoprì che quando i raggi X vengono  diffusi  da
    un  metallo  acquistano  un  ben definito potere di penetrazione,  che
    dipende dal metallo; in altre parole, ogni elemento produce la propria
    "radiazione X caratteristica". Per la sua scoperta Barkla ricevette il
    premio Nobel per la fisica del 1917.
    C'era un certo dibattito sulla questione se i raggi X fossero fasci di
    minuscole particelle o avessero natura ondulatoria come  la  luce.  Un
    sistema  per stabilirne la natura consisteva nel verificare se i raggi
    X potessero essere "diffratti" (cioè obbligati a cambiar direzione) da
    un "reticolo di diffrazione",  formato da una serie di tratti sottili.
    Per  ottenere  la  diffrazione,  però,  è  necessario che il passo del
    reticolo   (cioè   la   distanza   fra   i   singoli    tratti)    sia
    approssimativamente  pari  alla  lunghezza d'onda della radiazione.  I
    reticoli  di  passo  più  corto  che  si  potevano   allestire   erano
    sufficienti  per  la luce ordinaria,  ma il potere di penetrazione dei
    raggi X  faceva  prevedere  che,  ove  questi  avessero  avuto  natura
    ondulatoria,  le loro lunghezze d'onda sarebbero state molto inferiori
    a quelle della luce;  pertanto i normali reticoli di  diffrazione  non
    erano adatti per la diffrazione dei raggi X.
    Fu  il  fisico  tedesco  Max  Theodore  Felix  von  Laue  a pensare ai
    cristalli come a reticoli di diffrazione naturali,  assai più fini  di
    quelli   artificiali.   Un   cristallo  è  un  solido  con  una  forma
    rigorosamente geometrica,  dotato di facce  piane  che  si  incontrano
    formando    angoli    caratteristici,    nonché   di   una   simmetria
    caratteristica.  Questa regolarità visibile è dovuta alla disposizione
    regolare  degli atomi che ne costituiscono la struttura.  Alcuni fatti
    facevano pensare che le distanze tra strati contigui di atomi  fossero
    dell'ordine  di  grandezza delle lunghezze d'onda dei raggi X.  In tal
    caso, i cristalli dovevano dar luogo alla diffrazione dei raggi X.
    Laue  fece  degli  esperimenti  e  verificò  che   i   raggi   X   che
    attraversavano   un  cristallo  venivano  effettivamente  diffratti  e
    formavano su una lastra fotografica una figura che  ne  denunciava  la
    natura  ondulatoria.  Nello  stesso  anno  il  fisico  inglese William
    Lawrence Bragg insieme al padre, William Henry Bragg,  fisico eminente
    anch'egli, elaborò un metodo per calcolare con precisione la lunghezza
    d'onda  di  un  dato  tipo  di  raggio  X  in  base alla sua figura di
    diffrazione. Inversamente, le figure di diffrazione dei raggi X furono
    in seguito usate per determinare l'orientamento esatto degli strati di
    atomi che provocano la diffrazione.  In tal  modo  i  raggi  X  resero
    possibile   una   nuova   comprensione  della  struttura  atomica  dei
    cristalli.  Per il lavoro sui raggi X,  Laue ricevette il premio Nobel
    per la fisica del 1914 e i Bragg ottennero quello del 1915.
    Poi,  nel 1914,  il giovane fisico inglese Henry Gwyn-Jeffreys Moseley
    determinò le lunghezze d'onda dei raggi X caratteristici  prodotti  da
    vari  metalli,  arrivando  all'importante  scoperta  che  la lunghezza
    d'onda diminuiva con regolarità man mano che si procedeva nella tavola
    periodica.
    Questo assegnava agli elementi una posizione definita nella tavola. Se
    due elementi creduti adiacenti nella tavola davano origine a  raggi  X
    le  cui  lunghezze  d'onda differivano il doppio del previsto,  tra di
    loro doveva esservi un posto vuoto,  che  apparteneva  a  un  elemento
    ancora  sconosciuto.  Se  la  differenza  era  tripla,  i  posti vuoti
    dovevano essere due;  se invece  i  raggi  X  caratteristici  dei  due
    elementi differivano nella misura prevista,  si poteva esser certi che
    tra di loro non c'era alcun elemento mancante.
    A questo punto era possibile assegnare un ben definito numero d'ordine
    a ogni elemento.  Fino ad allora c'era sempre stata la possibilità che
    un  nuovo  elemento  si  inserisse  nella sequenza,  mandando all'aria
    qualsiasi sistema  di  numerazione  adottato.  Ora  non  potevano  più
    esserci posti vuoti insospettati.
    I  chimici  numerarono  quindi  gli  elementi  da  1  (idrogeno)  a 92
    (uranio).  Risultò poi che i  "numeri  atomici"  così  ottenuti  erano
    importanti  dal  punto  di  vista  della struttura interna degli atomi
    (vedi capitolo settimo),  ben più di quanto  non  lo  fossero  i  pesi
    atomici.  Per  esempio,  i  dati  forniti  dai  raggi X mostrarono che
    Mendeleev aveva avuto ragione nel porre il  tellurio  (numero  atomico
    52) prima dello iodio (numero atomico 53),  nonostante il maggior peso
    atomico del primo.
    Il nuovo sistema di Moseley dimostrò quasi subito  la  propria  grande
    utilità.  Il  chimico  francese Georges Urbain,  dopo aver scoperto il
    "lutezio" (il cui nome deriva  dall'antico  nome  latino  di  Parigi),
    aveva  in  seguito  annunciato  di aver scoperto un altro elemento che
    denominò "celtio".  Secondo il sistema  di  Moseley,  il  lutezio  era
    l'elemento  71  e  il  celtio  doveva essere il 72.  Ma quando Moseley
    analizzò i raggi X caratteristici del celtio,  risultò che si trattava
    ancora del lutezio.  L'elemento 72 fu effettivamente scoperto solo nel
    1923, quando il fisico danese Dirk Coster e il chimico ungherese Georg
    von Hevesy lo identificarono in un laboratorio  di  Copenaghen,  e  lo
    chiamarono "afnio" (dal nome latinizzato di Copenaghen).
    Moseley  non poté assistere a questa verifica dell'accuratezza del suo
    metodo: era stato ucciso a Gallipoli nel  1915,  all'età  di  ventotto
    anni - certamente una delle vite più preziose perse nella prima guerra
    mondiale.  Probabilmente  questa morte precoce lo defraudò anche di un
    premio Nobel.  Il fisico svedese Karl  Manne  George  Siegbahn  estese
    l'opera  di  Moseley,  scoprendo  nuove  serie  di righe dei raggi X e
    determinando con cura gli  spettri  dei  raggi  X  di  vari  elementi.
    Ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1924.
    Nel 1925,  Walter Noddack, Ida Tacke e Otto Berg in Germania colmarono
    un'altra lacuna del sistema periodico.  Dopo  un'indagine  durata  tre
    anni  sui minerali che contenevano gli elementi affini a quello di cui
    andavano in cerca, isolarono l'elemento 75 e lo chiamarono "renio", in
    onore del fiume Reno.  Restavano così solo  quattro  posti  vuoti:  le
    caselle corrispondenti agli elementi 43, 61, 85 e 87.
    Ci  vollero  altri  due  decenni  per scovare questi quattro elementi.
    Benché i chimici allora non se  ne  rendessero  conto,  con  il  renio
    avevano trovato l'ultimo degli elementi stabili. Quelli mancanti erano
    di  una  specie instabile,  così rara oggi sulla terra che tre di essi
    dovettero essere creati in laboratorio per venire identificati.  E qui
    bisogna tornare indietro negli anni e raccontare un altro episodio.

    GLI ELEMENTI RADIOATTIVI.

    Identificazione degli elementi.

    Dopo la scoperta dei raggi X nel 1895,  molti scienziati furono spinti
    allo studio di queste nuove e così penetranti radiazioni.  Uno di loro
    era  il  fisico  francese  Antoine-Henri  Becquerel,   il  cui  padre,
    Alexandre Edmond (il fisico che per primo aveva fotografato lo spettro
    solare), si era interessato in modo particolare della fluorescenza, il
    fenomeno per cui certe sostanze,  dopo essere state esposte  ai  raggi
    ultravioletti   presenti   nella  luce  solare,   emettono  radiazione
    visibile.
    Becquerel  padre  aveva,  in  particolare,  studiato  il  "solfato  di
    potassio-uranile",  un  composto  la cui molecola contiene un atomo di
    uranio. Henri si chiese se le radiazioni fluorescenti emesse da questa
    sostanza contenessero raggi X.  Per scoprirlo,  occorreva  esporre  il
    solfato alla luce solare (in modo che gli ultravioletti eccitassero la
    fluorescenza),  collocando  il  composto  su  una  lastra  fotografica
    avvolta in carta nera.  Poiché la luce  solare  non  poteva  penetrare
    attraverso la carta nera,  non avrebbe impressionato la lastra,  ma se
    la fluorescenza eccitata da tale luce avesse contenuto raggi X, questi
    avrebbero attraversato la carta,  impressionando la lastra.  Becquerel
    tentò l'esperimento nel 1896, con esito positivo. Sembrava proprio che
    vi fossero raggi X nella fluorescenza.  Becquerel riuscì addirittura a
    far attraversare dai presunti raggi X sottili fogli di alluminio e  di
    rame,  risolvendo  così apparentemente la questione,  dato che nessuna
    radiazione nota, oltre ai raggi X, era in grado di fare altrettanto.
    Ma poi,  per un grosso colpo di fortuna (anche se certamente Becquerel
    sul  momento  non lo considerò tale),  intervenne un periodo di brutto
    tempo. Aspettando il ritorno delle giornate di sole,  Becquerel ripose
    in un cassetto le sue lastre,  cosparse di qualche pizzico di solfato.
    Dopo diversi giorni,  impaziente,  decise di  sviluppare  comunque  le
    lastre,  pensando che forse,  anche in assenza di luce solare diretta,
    era stata prodotta qualche traccia di raggi X.
    Quando vide le  immagini  sviluppate,  Becquerel  visse  uno  di  quei
    momenti  di profondo stupore e di gioia che sono il sogno di tutti gli
    scienziati. La lastra fotografica era rimasta intensamente annerita da
    una forte  radiazione!  Ne  doveva  essere  responsabile  qualcosa  di
    diverso  dalla  luce solare o dalla fluorescenza.  Becquerel decise (e
    ben presto gli esperimenti gli diedero ragione) che questo  «qualcosa»
    era l'uranio contenuto nel solfato di potassio-uranile.
    La  scoperta  elettrizzò ulteriormente gli scienziati,  già fortemente
    stimolati dalla recente scoperta dei raggi X; uno degli scienziati che
    si mise subito a studiare la strana radiazione emessa  dall'uranio  fu
    una  giovane chimica di origine polacca,  Marya Sklodowska,  che aveva
    sposato proprio l'anno prima Pierre Curie, colui che aveva scoperto la
    temperatura detta "punto di Curie" (vedi capitolo quinto).
    Pierre Curie,  in collaborazione con il fratello Jacques,  aveva anche
    scoperto che certi cristalli,  sottoposti a pressione,  acquistano una
    carica elettrica positiva da una parte e negativa  dall'altra.  Questo
    fenomeno  viene  chiamato  "piezoelettricità"  (dal  verbo  greco  che
    significa «esercitare una pressione»).  Marie Curie pensò di  misurare
    la  radiazione  emessa  dall'uranio  attraverso  la piezoelettricità e
    allestì un esperimento in cui questa radiazione ionizzava  l'aria  tra
    due elettrodi, provocando il passaggio di una piccola corrente, di cui
    si  misurava  l'intensità  in  funzione  della pressione che occorreva
    esercitare  su  un  cristallo  per  produrre  una  controcorrente  che
    bilanciasse  la  prima.  Questo  metodo  funzionò così bene che Pierre
    Curie abbandonò immediatamente il proprio lavoro e per il resto  della
    sua vita affiancò la moglie Marie come assistente pieno di zelo.
    Marie  Curie,  dopo  aver  proposto  il  termine  "radioattività"  per
    descrivere la capacità dell'uranio di emettere radiazioni,  proseguì i
    suoi  esperimenti  dimostrando la presenza del fenomeno in una seconda
    sostanza radioattiva: il torio.  In  rapida  successione  anche  altri
    scienziati  fecero  scoperte di importanza eccezionale.  La radiazione
    penetrante emessa dalle sostanze radioattive  si  dimostrò  ancor  più
    penetrante  e  più  energetica  dei  raggi  X;  si trattava dei "raggi
    gamma".  Si trovò che gli elementi radioattivi  emettono  anche  altri
    tipi  di  radiazione,  che  portarono a varie scoperte sulla struttura
    interna dell'atomo - questo, pero,  costituirà l'argomento di un altro
    capitolo   (vedi  capitolo  settimo).   Il  fatto  che  ebbe  maggiore
    importanza per la discussione sulla  struttura  della  materia  fu  la
    scoperta che gli elementi radioattivi, nell'emettere la radiazione, si
    trasformavano  in  elementi  diversi  -  una  versione  moderna  della
    "trasmutazione" alchemica.
    Marie  Curie  fu  la  prima  a  imbattersi,  quasi  per  caso,   nelle
    implicazioni  che tale fenomeno comportava.  Nel saggiare il contenuto
    di uranio della pechblenda,  per vedere se certi campioni del minerale
    ne  contenevano  abbastanza  perché  convenisse  raffinarlo,  i  Curie
    scoprirono con sorpresa che alcuni pezzi erano più radioattivi che  se
    fossero  stati  costituiti di uranio puro.  Naturalmente ciò implicava
    che nella pechblenda fossero presenti altri elementi radioattivi,  che
    certamente  non  potevano  che  essere in quantità minime,  perché non
    erano stati rivelati dalla normale analisi  chimica;  dovevano  dunque
    avere una radioattività davvero alta.
    I  coniugi  Curie,  sempre più eccitati,  si procurarono tonnellate di
    pechblenda,  installarono un'officina in una baracca e - in condizioni
    primitive,  potendo  contare  solo  sul loro inesauribile entusiasmo -
    procedettero nella lotta con il pesante minerale nero, alla ricerca di
    tracce dei nuovi elementi.  Nel luglio del 1898  avevano  isolato  una
    piccolissima quantità di polvere nera che aveva una radioattività pari
    a 400 volte quella di una quantità analoga di uranio.
    Essa  conteneva  un  nuovo  elemento,  le cui proprietà chimiche erano
    simili a quelle del tellurio: probabilmente si doveva  allora  trovare
    sotto  tale  elemento  nella  tavola  periodica.  (Più  tardi  gli  fu
    assegnato il numero atomico 84.) I Curie lo chiamarono  "polonio",  in
    onore della patria di Marie.
    Il   polonio,   però,   rendeva   ragione  solo  di  una  parte  della
    radioattività. Seguì un ulteriore lavoro e, nel dicembre 1898, i Curie
    avevano ottenuto un preparato ancora più radioattivo del polonio,  che
    conteneva  un altro nuovo elemento,  con proprietà simili a quelle del
    bario. (Esso venne poi sistemato sotto il bario, e si trovò che il suo
    numero atomico era 88.) I Curie lo chiamarono "radio", appunto a causa
    della sua intensa radioattività.
    Essi lavorarono altri quattro anni per raccogliere abbastanza radio da
    poterlo vedere.  Poi Marie Curie presentò un resoconto di tutto questo
    lavoro  come  tesi  di  dottorato,  nel 1903.  Fu probabilmente la più
    importante tesi di dottorato della storia delle  scienze:  le  procurò
    non uno,  ma due premi Nobel.  Marie e il marito, insieme a Becquerel,
    ricevettero il premio Nobel per la fisica nel 1903,  per i loro  studi
    sulla radioattività;  e nel 1911 Marie (dopo che suo marito, nel 1906,
    era morto in un incidente stradale) ricevette il premio Nobel  per  la
    chimica per la scoperta del polonio e del radio.
    Il  polonio  e il radio sono di gran lunga più instabili dell'uranio e
    del torio, il che equivale a dire che sono assai più radioattivi.  Per
    i  primi  due  elementi il numero di atomi che si disintegrano in ogni
    secondo è molto  maggiore.  La  loro  vita  media  è  così  breve  che
    praticamente  tutto  il  polonio  e  il  radio dell'universo avrebbero
    dovuto scomparire nel giro di qualche milione di  anni.  Come  mai  li
    troviamo  ancora,  su  questa  terra  vecchia di miliardi di anni?  La
    risposta è che il radio e il polonio si formano in  continuazione  nel
    corso della disintegrazione dell'uranio e del torio,  che si tramutano
    in piombo.  Ovunque si trovino uranio e  torio,  è  probabile  che  si
    trovino  anche tracce di polonio e radio,  che sono prodotti intermedi
    del processo che ha come prodotto finale il piombo.
    Altri tre elementi instabili originati dal processo che  da  uranio  e
    torio  porta  al piombo furono scoperti attraverso un'analisi accurata
    della pechblenda o durante le ricerche sulle sostanze radioattive. Nel
    1899, André Louis Debierne, dietro suggerimento dei Curie, cercò altri
    elementi nella pechblenda e ne trovò uno,  che chiamò  "attinio"  (dal
    termine  greco  che  significa «raggio»),  che ricevette poi il numero
    atomico 89.  L'anno dopo,  il  fisico  tedesco  Friedrich  Ernst  Dorn
    dimostrò che nel decadimento del radio si formava un elemento gassoso.
    Un gas radioattivo era una novità!  A questo elemento vennero poi dati
    il nome di "radon" e il numero  atomico  86.  Infine,  nel  1917,  due
    gruppi diversi - Otto Hahn e Lise Meitner in Germania, Frederick Soddy
    e  John  Arnold Cranston in Gran Bretagna - isolarono dalla pechblenda
    l'elemento 91, che venne chiamato "protoattinio".

    Alla ricerca degli elementi mancanti.

    Nel 1925 si era arrivati,  così,  a ottantotto elementi identificati -
    ottantuno  stabili  e  sette instabili.  A questo punto si scatenò una
    vera caccia ai quattro elementi mancanti - i numeri 43, 61, 85, 87.
    Dato che tutti gli elementi noti tra  il  numero  84  e  il  92  erano
    radioattivi,  ci si aspettava che anche l'85 e l'87 lo fossero. Invece
    i numeri 43 e 61 si trovavano  in  mezzo  a  elementi  stabili  e  non
    sembrava  ci  fosse  ragione  per aspettarsi che non lo fossero a loro
    volta; di conseguenza, doveva essere possibile trovarli in natura.
    Ci si attendeva che l'elemento 43, situato subito sopra al renio nella
    tavola periodica,  ne condividesse le proprietà e  si  trovasse  negli
    stessi minerali.  Anzi,  l'équipe di Noddack,  Tacke e Berg, che aveva
    scoperto il renio,  era sicura di aver osservato anche dei raggi X  di
    lunghezza  d'onda adatta all'elemento 43.  Annunciarono quindi la loro
    scoperta,  denominando l'elemento "masurio",  dal nome di una  regione
    della  Prussia  orientale.   Ma  la  loro  identificazione  non  venne
    confermata: e nella scienza una scoperta non è una scoperta finché non
    ha una conferma da parte di almeno un altro ricercatore indipendente.
    Nel 1926 due chimici  dell'Università  dell'Illinois  annunciarono  di
    aver  trovato  l'elemento 61 in minerali che contenevano i suoi vicini
    (gli elementi 60 e 62), e gli diedero il nome di "illinio".  In quello
    stesso  anno  due chimici dell'Università di Firenze pensarono di aver
    isolato lo stesso elemento  e  lo  chiamarono  "florenzio".  Ma  altri
    chimici non riuscirono a trovare conferme del lavoro dei due gruppi.
    Pochi  anni  dopo,  un fisico del Politecnico dell'Alabama,  usando un
    metodo di analisi da lui ideato,  riferì di aver trovato tracce  degli
    elementi 87 e 85,  che chiamò rispettivamente "virginio" e "alabamio",
    dal nome dello stato in cui era nato e di quello adottivo.  Ma neppure
    queste scoperte trovarono conferma.
    Gli  eventi  successivi  dovevano  dimostrare  che le «scoperte» degli
    elementi 43, 61, 85 e 87 erano stati degli errori.
    Il primo dei quattro a essere identificato al di là di ogni dubbio  fu
    l'elemento 43.  Il fisico americano Ernest Orlando Lawrence, che stava
    per ricevere il premio  Nobel  per  la  fisica  per  l'invenzione  del
    ciclotrone  (vedi  capitolo  settimo),   ottenne  l'elemento  nel  suo
    acceleratore,  bombardando il "molibdeno" (elemento 42) con particelle
    ad  alta  velocità.  Il  materiale  bombardato divenne radioattivo,  e
    Lawrence lo mandò ad  analizzare  dal  chimico  italiano  Emilio  Gino
    Segrè, che si interessava del problema dell'elemento 43.
    Segrè e il suo collega Carlo Perrier, dopo aver depurato dal molibdeno
    la componente radioattiva, trovarono che essa aveva proprietà simili a
    quelle  del  renio,  ma  non  era renio.  Conclusero allora che poteva
    essere solo l'elemento 43 e che quest'ultimo,  a differenza  dei  suoi
    vicini  nella  tavola  periodica,  era  radioattivo.  Poiché non viene
    prodotto dal decadimento di un elemento di numero atomico più elevato,
    in pratica non se ne  trova  più  nella  crosta  terrestre,  e  quindi
    Noddack  e  i suoi collaboratori dovevano certamente essersi sbagliati
    pensando di  averlo  identificato.  Il  privilegio  di  dare  un  nome
    all'elemento  43  toccò  così alla fine a Segrè e Perrier;  ed essi lo
    chiamarono   "tecnezio",   da   una   parola   greca   che   significa
    «artificiale»,  perché  era  il primo elemento fabbricato dall'uomo in
    laboratorio.  Nel 1960 era stato ormai accumulato abbastanza  tecnezio
    per poterne determinare il punto di fusione - prossimo a 2200 gradi C.
    (In seguito Segrè avrebbe ricevuto il premo Nobel per una scoperta del
    tutto diversa,  che aveva a che fare però di nuovo con un frammento di
    materia fabbricato in laboratorio - vedi capitolo settimo.)
    Nel 1939,  l'elemento 87 fu finalmente scoperto in natura.  Il chimico
    francese   Marguerite   Perey   lo   isolò   tra   i   prodotti  della
    disintegrazione dell'uranio.  L'elemento 87 era presente  in  quantità
    piccolissime, e solo tecniche più avanzate consentirono di trovarlo là
    dove  prima  lo  si  era cercato invano.  In seguito la Perey diede al
    nuovo elemento il nome di "francio".
    L'elemento  85,   come  il  tecnezio,   fu  prodotto  nel  ciclotrone,
    bombardando il "bismuto" (elemento 83).  Nel 1940, Segrè, Dale Raymond
    Corson e Kenneth Ross Mackenzie isolarono l'elemento 85 all'Università
    di California (Segrè nel  frattempo  era  emigrato  dall'Italia  negli
    Stati Uniti). La seconda guerra mondiale provocò un'interruzione nelle
    loro  ricerche,  che  vennero  riprese  dopo  la fine della guerra,  e
    portarono alla proposta del 1947 di denominare l'elemento "astato" (da
    una parola greca che significa «instabile»).  A quell'epoca tracce  di
    astato erano state trovate in natura, come nel caso del francio, tra i
    prodotti del decadimento dell'uranio.
    Nel frattempo il quarto e ultimo elemento mancante,  il numero 61, era
    stato scoperto tra i prodotti della fissione dell'uranio,  un processo
    di  cui parleremo nel capitolo decimo.  (Tra questi prodotti compariva
    anche il tecnezio.) Tre chimici del National Laboratory di Oak Ridge -
    J. A. Marinsky, L.  E.  Glendenin e Charles DuBois Coryell - isolarono
    nel  1945  l'elemento  61,  che  chiamarono  "promezio",  da Prometeo,
    semidio  greco  che  aveva  rubato  il  fuoco  al  sole  per   donarlo
    all'umanità.  L'elemento  61,  dopo tutto,  era stato rubato al fuoco,
    simile a quello solare, della fornace atomica.
    Così la lista degli elementi,  dall'1 al 92,  era finalmente completa.
    Eppure,  in  un certo senso,  la parte più sorprendente dell'avventura
    era appena cominciata.  Infatti  gli  scienziati  avevano  infranto  i
    limiti  della  tavola  periodica:  l'uranio  non  costituiva  il punto
    finale.

    Elementi transuranici.

    In realtà,  la ricerca degli elementi  al  di  là  dell'uranio  -  gli
    "elementi transuranici" - era cominciata già nel 1934. Enrico Fermi in
    Italia aveva scoperto che,  bombardando un elemento con una particella
    subatomica  da  poco  scoperta,  chiamata  "neutrone"  (vedi  capitolo
    settimo),  spesso l'elemento si trasformava in quello che aveva numero
    atomico  immediatamente  superiore.   Era  dunque  possibile  ottenere
    dall'uranio l'elemento 93 - un elemento del tutto artificiale che, per
    quanto se ne sapeva allora, non esisteva in natura? Il gruppo di Fermi
    si  accinse  a  bombardare l'uranio con neutroni e ottenne un prodotto
    che ritenne fosse davvero l'elemento 93: fu chiamato "uranio X".
    Nel 1938 Fermi ricevette il premio Nobel per  la  fisica  per  i  suoi
    studi sul bombardamento con i neutroni. A quel tempo non si sospettava
    nemmeno  quale  fosse  la  natura  reale della sua scoperta e quali ne
    sarebbero state le future conseguenze per  l'umanità.  Come  un  altro
    italiano,  Colombo,  anche Fermi aveva trovato, al posto di quello che
    stava cercando,  qualcosa di molto più importante,  di cui però non si
    rendeva conto.
    Qui  sarà  sufficiente  dire  che,  dopo  una  serie  di  ricerche che
    seguivano piste false,  si scoprì alla fine che Fermi non aveva creato
    un  elemento  nuovo,  ma  scisso  l'uranio  in due parti quasi uguali.
    Quando,  nel 1940,  i  fisici  si  accinsero  allo  studio  di  questo
    processo,  l'elemento  93  saltò fuori quasi come un risultato casuale
    dei loro esperimenti.  Nel miscuglio di elementi ottenuti  bombardando
    l'uranio  con  i neutroni,  ce ne era uno che sulle prime sfidava ogni
    tentativo di identificazione.  Poi venne in  mente  a  Edwin  McMillan
    dell'Università  della  California che forse i neutroni liberati nella
    fissione avevano convertito qualche atomo di uranio in un elemento  di
    numero atomico più alto,  come Fermi aveva sperato di riuscire a fare.
    McMillan e Philip Abelson, un chimico fisico,  riuscirono a dimostrare
    che  l'elemento  non  identificato  era  in effetti l'elemento 93.  La
    dimostrazione  della  sua  esistenza  stava  nella  natura  della  sua
    radioattività, come doveva accadere per tutte le scoperte successive.
    McMillan  sospettò  che  all'elemento  93  potesse essere mescolato un
    altro  elemento  transuranico.  Il  chimico  Glenn  Theodore  Seaborg,
    insieme  ai  suoi  collaboratori  Arthur Charles Wahl e Joseph William
    Kennedy,  mostrò poco tempo dopo che le  cose  stavano  effettivamente
    così, e che questo ulteriore elemento era il numero 94.
    Poiché  al supposto ultimo elemento della tavola periodica,  l'uranio,
    al tempo della sua scoperta era stato dato un nome ricalcato su quello
    del pianeta scoperto da  poco,  Urano,  lo  stesso  si  fece  per  gli
    elementi  93  e  94,  che furono chiamati rispettivamente "nettunio" e
    "plutonio",  in analogia con  i  pianeti  scoperti  dopo  Urano,  cioè
    Nettuno e Plutone. In seguito si trovò che questi elementi esistono in
    natura:  piccole  tracce  di nettunio e di plutonio sono state infatti
    identificate nei minerali di uranio. Dunque l'uranio,  malgrado tutto,
    non era l'elemento più pesante esistente in natura.
    Seaborg e un gruppo dell'Università della California,  in cui emergeva
    Albert Ghiorso, continuarono a fabbricare nuovi elementi transuranici,
    uno dopo l'altro.  Nel 1944,  bombardando il plutonio  con  particelle
    subatomiche,  crearono  gli  elementi  95  e 96,  che furono chiamati,
    rispettivamente,  "americio" (da America) e "curio" (in onore dei  due
    Curie).  Dopo  aver ottenuto una quantità sufficiente di americio e di
    curio  con  cui  lavorare,  li  bombardarono,   riuscendo  a  ottenere
    l'elemento numero 97 nell'anno 1949 e quello numero 98 nell'anno 1950.
    Li chiamarono "berkelio" e "californio", da Berkeley e California. Nel
    1951 Seaborg e McMillan condivisero il premio Nobel per la chimica per
    questa serie di risultati.
    Gli   elementi   successivi   furono   scoperti   in  circostanze  più
    drammatiche.  Gli elementi 99 e 100 si  manifestarono  nell'esplosione
    della prima bomba all'idrogeno,  fatta detonare nel Pacifico nel 1952.
    Anche se la loro presenza era  stata  rilevata  fra  le  scorie  della
    deflagrazione,  non  vi  fu conferma dell'esistenza di questi elementi
    fino a quando  il  gruppo  dell'Università  della  California  non  ne
    produsse  una  piccola quantità in laboratorio,  nel 1955;  si diedero
    loro i nomi di "einsteinio" e "fermio", in onore di Albert Einstein ed
    Enrico Fermi,  entrambi morti pochi mesi prima.  In seguito il  gruppo
    bombardò  una piccola quantità di einsteinio e ottenne l'elemento 101,
    che denominò "mendelevio", in onore di Mendeleev.
    Il passo successivo lo si deve a una collaborazione tra la  California
    e  l'Istituto Nobel in Svezia.  Quest'ultimo effettuò un bombardamento
    particolarmente   complesso,    ottenendo   una    piccola    quantità
    dell'elemento  102,  che  denominò  "nobelio",  in onore dell'istituto
    stesso.  Questo elemento era stato  ottenuto  con  metodi  diversi  da
    quelli  descritti  dal primo gruppo di ricercatori,  il che provocò un
    certo ritardo nel riconoscimento ufficiale del suo nome.
    Nel 1961 all'Università di California furono identificati alcuni atomi
    dell'elemento 103, a cui si diede il nome di "laurenzio",  in onore di
    E.  O.  Lawrence,  morto di recente.  Nel 1964 un gruppo di scienziati
    sovietici  diretto  da  Georgij  Nikolaevic'  Flerov  riferì  di  aver
    prodotto l'elemento 104,  e,  nel 1967,  il 105.  In entrambi i casi i
    metodi usati non trovarono conferma; gruppi americani di ricerca sotto
    la guida di Albert Ghiorso ottennero gli stessi  elementi  con  metodi
    diversi.  Il gruppo sovietico chiamò "kurciatovio" l'elemento 104,  in
    onore di Igor Vasilievic' Kurchatov,  che aveva guidato il  gruppo  di
    studiosi sovietici che aveva realizzato la bomba atomica, ed era morto
    nel  1960.  Il gruppo americano chiamò l'elemento 104 "rutherfordio" e
    il 105 "hahnio",  in onore di  Ernest  Rutherford  e  Otto  Hahn,  che
    entrambi   avevano   fatto   scoperte   fondamentali  sulla  struttura
    subatomica.   E'  stata  data  notizia  dell'esistenza  di   ulteriori
    elementi, fino al numero 109.

    Elementi superpesanti.

    In  questa  ascesa  sulla scala degli elementi transuranici ogni passo
    avanti era stato più difficoltoso di quello precedente. A ogni gradino
    l'elemento era diventato più difficile da accumulare ed era  risultato
    più  instabile.  Quando  infine  si  arrivò al mendelevio,  si dovette
    procedere all'identificazione basandosi su soli diciassette atomi, non
    uno  di  più.   Fortunatamente,   le  tecniche  di  rivelazione  delle
    radiazioni  avevano  raggiunto  nel  1955 un livello di sofisticazione
    meraviglioso.  Gli scienziati di Berkeley erano giunti a  collegare  i
    loro strumenti a un segnale acustico antincendio, così che, ogni volta
    che  si  formava un atomo di mendelevio,  la radiazione caratteristica
    che esso  emetteva  nel  disintegrarsi  annunciava  l'evento  con  uno
    squillo trionfante (cosa a cui ben presto i pompieri misero fine).
    Gli elementi di numero atomico più alto vennero individuati con metodi
    ancora più sofisticati. Un singolo atomo di un elemento cercato poteva
    essere  identificato  in  base  a  un'attenta  osservazione  dei  suoi
    prodotti di decadimento.
    Ha senso cercare di inoltrarsi ancora più avanti,  a parte il  brivido
    di  battere  un record e di poter iscrivere il proprio nome tra quelli
    famosi degli scopritori di un elemento?  (Lavoisier,  il più grande di
    tutti i chimici,  non riuscì mai a fare una simile scoperta,  cosa che
    lo amareggiò molto.)
    C'è un'importante scoperta possibile  che  resta  da  fare.  L'aumento
    dell'instabilità  al  crescere  del  numero  atomico  non  è uniforme.
    L'atomo stabile più complesso è il bismuto (83);  dopo di esso,  i sei
    elementi  dall'84 all'89 incluso sono talmente instabili che qualsiasi
    quantità presente al tempo della formazione della  terra  sarebbe  già
    scomparsa ai nostri giorni.  Poi,  sorprendentemente, seguono il torio
    (90) e l'uranio (92) che sono quasi stabili.  Del torio e  dell'uranio
    originari  presenti  sulla  terra  al  momento  della  sua  formazione
    sussistono ancora oggi l'80 per cento del primo e il 50 per cento  del
    secondo.  I  fisici  hanno  escogitato  delle  teorie  sulla struttura
    atomica  per  spiegare  questo  fatto  (come  chiarirò  nel   prossimo
    capitolo);  se  tali  teorie  sono  corrette,  gli  elementi 110 e 114
    dovrebbero essere più stabili di quanto il loro  alto  numero  atomico
    farebbe pensare: pertanto ottenere questi elementi riveste un notevole
    interesse, come mezzo per verificare le teorie.
    Nel 1976 venne sostenuto che certi "aloni" (segni neri circolari nella
    mica)  avrebbero  potuto  indicare  la  presenza  di  questi "elementi
    superpesanti". Gli aloni provengono dalla radiazione emessa da piccole
    quantità di torio e uranio,  ma vi è anche qualche alone di  grandezza
    maggiore   che   deve   provenire   da  atomi  aventi  una  più  forte
    radioattività,  che però siano abbastanza stabili da  essere  arrivati
    fino  ai  giorni nostri.  Potrebbero essere gli elementi superpesanti.
    Sfortunatamente queste deduzioni non hanno  incontrato  l'approvazione
    della comunità scientifica, e il suggerimento è stato abbandonato. Gli
    scienziati sono ancora alla ricerca.

    GLI ELETTRONI.

    Quando  Mendeleev  e i suoi contemporanei scoprirono che era possibile
    disporre gli elementi in una tavola periodica composta di famiglie  di
    sostanze che presentavano proprietà simili, essi non avevano la minima
    idea  della  ragione  per  cui  gli  elementi facevano parte di queste
    famiglie e avevano proprietà analoghe.  Alla fine,  però,  emerse  una
    spiegazione  chiara e abbastanza semplice,  ma ciò solo dopo una lunga
    serie di scoperte che sulle prime sembravano prive di qualsiasi  nesso
    con la chimica.
    Tutto ebbe inizio con gli studi sull'elettricità.  Faraday tentò tutti
    gli esperimenti con l'elettricità che gli vennero in  mente,  tra  cui
    uno  che  consisteva  nel far passare una scarica elettrica nel vuoto.
    Non riuscì,  però,  a ottenere un vuoto abbastanza spinto per  i  suoi
    scopi.  Nel  1854,  un  maestro  vetraio  tedesco,  Heinrich Geissler,
    costruì un  tubo  di  vetro  in  cui  erano  saldati  degli  elettrodi
    metallici  e  in  cui,  con  una  pompa  da lui stesso inventata,  era
    possibile raggiungere un vuoto molto spinto. Quando gli sperimentatori
    riuscirono a ottenere scariche  elettriche  nel  "tubo  di  Geissler",
    notarono  che  si  manifestava una luminescenza verde sulla parete del
    tubo opposta all'elettrodo negativo.  Nel 1876 il fisico tedesco Eugen
    Goldstein  giunse alla conclusione che tale luminescenza verde dovesse
    dipendere dall'urto sul vetro  di  una  qualche  radiazione  originata
    nell'elettrodo  negativo,   che  Faraday  aveva  denominato  "catodo".
    Goldstein pertanto chiamò queste radiazioni "raggi catodici".
    Si trattava di una forma di radiazione elettromagnetica? Così riteneva
    Goldstein,  ma il  fisico  inglese  William  Crookes  e  alcuni  altri
    sostennero  che  si trattava piuttosto di un fascio di qualche tipo di
    particelle.  Crookes progettò alcune versioni migliorate del  tubo  di
    Geissler (chiamate poi "tubi di Crookes"), con cui poté dimostrare che
    i  raggi  venivano  deflessi  dall'azione  di  un magnete.  Ciò faceva
    pensare che fossero costituiti di particelle elettricamente cariche.
    Nel 1897,  il fisico Joseph John Thomson chiarì la questione al di  là
    di  ogni  dubbio,  dimostrando  che  i  raggi catodici potevano essere
    deviati anche dalle cariche elettriche.  Cosa  erano,  dunque,  queste
    «particelle»  catodiche?  Le  uniche particelle aventi carica negativa
    note a quell'epoca erano gli ioni negativi. Gli esperimenti mostrarono
    però che le particelle che costituivano i raggi catodici non  potevano
    essere  ioni,  perché  subivano una così forte deviazione da parte del
    campo magnetico da far  pensare  che  avessero  una  carica  elettrica
    inconcepibilmente  alta,  oppure  che  fossero particelle estremamente
    leggere,  con una massa inferiore a un millesimo di quella  dell'atomo
    di  idrogeno.  Risultò  che  quest'ultima  interpretazione si adattava
    meglio ai fatti.  I fisici  avevano  già  avanzato  l'ipotesi  che  la
    corrente  elettrica  fosse  trasportata  da particelle,  e così queste
    particelle catodiche  furono  accettate  come  le  costituenti  ultime
    dell'elettricità.  Vennero  chiamate  "elettroni"  -  un  nome  questo
    suggerito nel 1891 dal fisico irlandese George  Johnstone  Stoney.  In
    seguito si stabilì che l'elettrone aveva una massa pari a 1 su 1837 di
    quella dell'atomo di idrogeno.  (Thomson ricevette il premio Nobel per
    la fisica nel 1906 per la scoperta dell'elettrone.)
    La scoperta dell'elettrone fece pensare subito che esso potesse essere
    una particella costitutiva dell'atomo - in altri  termini,  gli  atomi
    non  erano  quelle  unità  ultime  e  indivisibili  della  materia che
    Democrito e John Dalton avevano ipotizzato.
    Era una  pillola  amara  da  mandar  giù,  ma  le  prove  convergevano
    inesorabilmente  in  tale  direzione.   Tra  queste,   una  delle  più
    convincenti fu la dimostrazione data da Thomson che le  particelle  di
    carica  negativa  emesse da una lastra metallica colpita da radiazione
    ultravioletta ("effetto fotoelettrico") erano identiche agli elettroni
    dei raggi catodici.  Gli elettroni di origine  fotoelettrica  dovevano
    essere espulsi dagli atomi del metallo.

    La periodicità della tavola periodica.

    Dato  che  gli  elettroni  potevano  essere  sottratti  agli atomi con
    facilità (e non soltanto  nell'effetto  fotoelettrico),  era  naturale
    concludere  che  dovessero  essere collocati nelle regioni più esterne
    dell'atomo.   In  tal  caso,   doveva  esservi  una   regione   carica
    positivamente all'interno dell'atomo, che controbilanciasse le cariche
    negative degli elettroni, perché normalmente l'atomo nel suo complesso
    era  neutro.  Fu  a  questo  punto  che  i ricercatori cominciarono ad
    avvicinarsi alla soluzione del mistero del sistema periodico.
    Occorre una certa quantità di energia per strappare un elettrone da un
    atomo;  inversamente,  quando un  elettrone  cade  nel  posto  rimasto
    vacante  all'interno dell'atomo,  deve "cedere" una quantità uguale di
    energia. (Solitamente in natura vige la simmetria,  soprattutto quando
    c'è  di  mezzo  l'energia.) Tale energia viene liberata sotto forma di
    radiazione elettromagnetica;  ma poiché l'energia  di  una  radiazione
    viene  espressa  in  termini  di  lunghezza  d'onda,  sarà  proprio la
    lunghezza d'onda della radiazione emessa  da  un  elettrone  che  cade
    entro  un  dato atomo a dare una misura della forza con cui esso viene
    trattenuto al suo  interno.  L'energia  della  radiazione  aumenta  al
    diminuire  della  lunghezza d'onda: maggiore è l'energia,  minore è la
    lunghezza d'onda.
    Veniamo,  ora,  alla  scoperta  di  Moseley.   Egli  era  giunto  alla
    conclusione  che i metalli (cioè gli elementi più pesanti) producevano
    raggi  X,  ciascuno  con  una  lunghezza  d'onda  caratteristica,  che
    diminuiva  con  regolarità  via  via  che  si  procedeva  nella tavola
    periodica.  Sembrava dunque che ogni  elemento  trattenesse  i  propri
    elettroni  con  più  forza del precedente: cioè che,  procedendo nella
    tavola periodica,  ogni elemento contenesse nella propria regione  più
    interna una carica positiva maggiore.
    Partendo   dal   presupposto   che   ogni  unità  di  carica  positiva
    corrispondesse alla carica  negativa  di  un  elettrone,  seguiva  che
    l'atomo  di  ogni elemento doveva avere un elettrone in più dell'atomo
    precedente.   Il  modo  più  semplice  di  rappresentarsi  il  sistema
    periodico,  perciò,  consisteva  nel  supporre  che il primo elemento,
    l'idrogeno,  avesse una unità di carica positiva e  un  elettrone,  il
    secondo elemento,  l'elio, 2 cariche positive e 2 elettroni, il terzo,
    il litio,  3  cariche  positive  e  3  elettroni;  e  così  via,  fino
    all'uranio, con 92 cariche positive e 92 elettroni. Così si chiarì che
    il  numero  atomico  di  un  elemento  rappresentava  il  numero degli
    elettroni presenti negli atomi integri di tale elemento.
    Ancora un passo avanti,  e gli scienziati trovarono la ragione per cui
    la  tavola periodica presentava una periodicità.  Si arrivò a rendersi
    conto che  la  radiazione  elettronica  di  un  dato  elemento  non  è
    necessariamente  limitata a un'unica lunghezza d'onda: un elemento può
    emettere due tre,  quattro o anche più  lunghezze  d'onda  differenti.
    Questi  insiemi di righe spettrali vennero chiamati "serie K",  "serie
    L", "serie M" e così via.  I ricercatori giunsero alla conclusione che
    gli  elettroni sono disposti in "gusci" (o "strati") intorno al nucleo
    dell'atomo, carico positivamente. Gli elettroni del guscio più interno
    sono trattenuti con forza maggiore,  così che occorre più energia  per
    strapparli  via.  Un  elettrone che vada a collocarsi in questo strato
    emette la radiazione più energetica,  cioè avente la lunghezza  d'onda
    minore, e quindi appartenente alla serie K. Gli elettroni dello strato
    contiguo sono responsabili dell'emissione delle radiazioni della serie
    L;  lo  strato  ancora successivo produce la serie M,  e così via.  Di
    conseguenza,  gli strati sono stati chiamati "strato K",  "strato  L",
    "strato M", e così di seguito.
    Nel 1925,  il fisico austriaco Wolfgang Pauli propose il "principio di
    esclusione",  che spiegava la distribuzione degli elettroni entro ogni
    strato:  secondo  tale principio,  due elettroni non possono mai avere
    esattamente gli stessi "numeri quantici".  Per questo  suo  contributo
    Pauli ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1945.

    I gas nobili, o inerti.

    Nel   1916   il  chimico  americano  Gilbert  Newton  Lewis  tentò  di
    interpretare il comportamento chimico e le relazioni tra le  proprietà
    di  alcuni  tra gli elementi più semplici,  in base alla struttura dei
    loro strati. Tanto per cominciare, trovò abbondanti conferme del fatto
    che gli elettroni dello strato più interno non possono essere  più  di
    due  (come  del  resto previsto dal principio di esclusione di Pauli).
    L'idrogeno ha un solo elettrone,  il che significa che lo  strato  più
    interno  è  incompleto.  La  tendenza  dell'atomo  è a riempire questo
    strato, il K, cosa ottenibile in svariati modi. Per esempio, due atomi
    di idrogeno possono mettere in comune i loro elettroni, riuscendo così
    a completare i rispettivi strati K.  Pertanto il gas idrogeno si trova
    quasi sempre in forma di molecola biatomica. Occorre parecchia energia
    per separare i due atomi liberando "idrogeno atomico". Irving Langmuir
    della General Electric Company,  che aveva elaborato indipendentemente
    uno schema analogo a proposito degli  elettroni  e  del  comportamento
    chimico,  presentò  una  dimostrazione  pratica  della  forte tendenza
    dell'atomo di idrogeno a completare il suo strato di  elettroni.  Egli
    realizzò   un   "cannello   all'idrogeno  atomico",   facendo  passare
    dell'idrogeno attraverso un arco elettrico,  che scindeva le  molecole
    in atomi;  quando, dopo essere passati attraverso l'arco, gli atomi si
    ricombinavano,   liberavano  l'energia  che  avevano  assorbito  nello
    scindersi, portando la temperatura fino a 3400 gradi C!
    Nell'elio,  l'elemento 2, lo strato K contiene due elettroni; pertanto
    gli atomi di elio sono stabili e non si  combinano  con  altri  atomi.
    Quando  arriviamo  al  litio,  l'elemento  3,  troviamo che 2 dei suoi
    elettroni riempiono lo strato K, mentre il terzo dà inizio allo strato
    L.  Negli elementi successivi,  gli elettroni si  aggiungono  uno  per
    volta  a questo strato: il berillio ha 2 elettroni nello strato L,  il
    boro ne ha 3, il carbonio 4, l'azoto 5, l'ossigeno 6, il fluoro 7 e il
    neon 8. Come dimostrò Pauli, per lo strato L il limite è costituito da
    8 elettroni; pertanto il neon,  come l'elio,  ha lo strato più esterno
    completo. Non c'è quindi da stupirsi se anch'esso è un gas inerte, con
    proprietà analoghe a quelle dell'elio.
    Ogni  atomo  che  abbia  lo strato esterno incompleto ha la tendenza a
    entrare in combinazione con altri  atomi,  in  modo  tale  da  rendere
    completo il proprio strato più esterno.  Per esempio, l'atomo di litio
    è propenso a cedere il suo unico elettrone dello strato L,  in modo da
    restare  con  lo  strato esterno K completo,  mentre il fluoro tende a
    impadronirsi di un elettrone da aggiungere ai suoi sette,  in modo  da
    completare  lo  strato  L.  E'  per  questo  che  litio e fluoro hanno
    un'affinità reciproca;  quando si combinano,  il  litio  cede  il  suo
    elettrone L al fluoro,  completando lo strato L di quest'ultimo.  Dato
    che le cariche positive  all'interno  degli  atomi  restano  immutate,
    quando  si  sottrae  un  elettrone  al litio esso resta con una carica
    positiva in eccesso, mentre il fluoro, avendo acquistato un elettrone,
    resta con una carica negativa in più.  L'attrazione reciproca  fra  le
    due  cariche  opposte  tiene  insieme  i due ioni.  Il composto che ne
    risulta viene chiamato fluoruro di litio.
    Gli elettroni dello strato L, oltre a essere trasferiti, possono anche
    essere messi in comune. Per esempio, di due atomi di fluoro,  ciascuno
    può  mettere uno dei propri elettroni in comune con l'altro atomo,  in
    modo che in totale ogni atomo ha 8 elettroni nello strato L  (contando
    i  due  elettroni  in  comune).  Analogamente,  due  atomi di ossigeno
    metteranno in comune un totale di quattro elettroni per  completare  i
    loro strati L; due atomi di azoto ne metteranno in comune un totale di
    sei.  Così  il  fluoro,  l'ossigeno  e  l'azoto formano tutti molecole
    biatomiche.
    L'atomo del carbonio,  che ha nel suo strato L solo quattro elettroni,
    metterà in comune ciascuno di questi con un diverso atomo di idrogeno,
    completando  così  gli  strati K dei quattro atomi di idrogeno e a sua
    volta riempiendo il proprio strato L con la messa in comune dei "loro"
    elettroni.  Si ha così infine una configurazione stabile,  la molecola
    del metano, CH4.
    Analogamente,  un  atomo  di azoto metterà gli elettroni in comune con
    tre atomi di  idrogeno,  formando  ammoniaca;  un  atomo  di  ossigeno
    metterà  gli  elettroni  in  comune con due atomi di idrogeno formando
    acqua;  un atomo di carbonio farà lo stesso con due atomi di  ossigeno
    formando  anidride  carbonica,  e  così  via.  Quasi  tutti i composti
    formati dagli  elementi  della  prima  parte  della  tavola  periodica
    trovano  una  spiegazione  in  base  a questa tendenza a completare lo
    strato esterno cedendo o ricevendo elettroni, o mettendoli in comune.
    L'elemento successivo al neon,  il sodio,  ha  11  elettroni,  di  cui
    l'undicesimo  deve  dare  inizio  a  un terzo strato.  Segue quindi il
    magnesio,  con due elettroni nello strato M,  l'alluminio con tre,  il
    silicio con quattro, il fosforo con cinque, lo zolfo con sei, il cloro
    con sette e l'argo con otto.
    Ora,  ogni  elemento  di  questa serie corrisponde a un elemento della
    serie precedente.  L'argo,  con i suoi otto elettroni nello strato  M,
    assomiglia  al  neon  (con  otto elettroni nello strato L) ed è un gas
    inerte.  Il cloro,  avendo sette elettroni nel suo strato esterno,  ha
    proprietà chimiche molto simili a quelle del fluoro.  Analogamente, il
    silicio assomiglia al carbonio;  il sodio assomiglia al litio,  e così
    via.
    Lo  stesso  accade  in  tutta  la  tavola periodica.  Il comportamento
    chimico di ogni elemento dipende dalla configurazione degli  elettroni
    nel  suo strato più esterno;  pertanto,  tutti gli elementi che hanno,
    per esempio,  un solo elettrone in tale strato reagiranno  all'incirca
    nello stesso modo dal punto di vista chimico. Così, tutti gli elementi
    della prima colonna della tavola - litio,  sodio,  potassio,  rubidio,
    cesio e perfino  l'elemento  radioattivo  francio  -  hanno  proprietà
    chimiche notevolmente simili.  Il litio ha 1 elettrone nello strato L,
    il sodio ne ha 1 nello strato M,  il potassio 1  nello  strato  N,  il
    rubidio  1  nello  strato O,  il cesio 1 nello strato P e il francio 1
    nello strato Q;  e ancora,  tutti gli elementi con 7  elettroni  nello
    strato  esterno  -  fluoro,   cloro,   bromo,  iodio  e  astato  -  si
    assomigliano.  Lo stesso vale per  l'ultima  colonna  della  tavola  -
    quella degli elementi con lo strato completo,  cioè elio,  neon, argo,
    cripto, xeno e rado.
    L'idea elaborata da Lewis e Langmuir funziona ancora assai bene  nella
    sua  forma  originale  quando  si  tratta  di  spiegare le varietà più
    semplici e immediate di comportamento degli  elementi.  Esistono  però
    comportamenti meno semplici e meno chiari.
    Per esempio,  ciascuno dei gas inerti (o nobili) - elio,  neon,  argo,
    cripto,  xeno e rado - ha otto elettroni nello strato  esterno  (salvo
    l'elio,  che ha due elettroni nel suo unico strato), condizione questa
    che è la più stabile possibile. Gli atomi di questi elementi hanno una
    tendenza minima a perdere  o  ad  acquistare  elettroni,  e  quindi  a
    entrare in reazioni chimiche. I gas saranno pertanto inerti, proprietà
    da cui traggono la loro denominazione.
    Tuttavia,  una  «tendenza  minima»  non  è la stessa cosa che «nessuna
    tendenza»;  ma in genere i chimici si dimenticarono di questa  verità,
    comportandosi come se per i gas inerti fosse assolutamente impossibile
    formare dei composti. Questo non era vero in generale. Fin dal lontano
    1932,  il chimico americano Linus Pauling constatò con quanta facilità
    si potessero sottrarre elettroni  da  diversi  elementi,  notando  che
    tutti  gli  elementi  senza eccezione,  perfino i gas nobili,  possono
    venir privati di alcuni elettroni. Questa separazione, però,  richiede
    più  energia nel caso dei gas inerti che in quello di altri elementi a
    essi vicini nel sistema periodico.
    La  quantità  di  energia  necessaria  per  sottrarre  elettroni  agli
    elementi di una data famiglia diminuisce al crescere del peso atomico,
    e  i  gas inerti più pesanti,  come lo xeno e il rado,  non richiedono
    un'energia eccezionale. In altri termini,  non vi è maggior difficoltà
    a sottrarre un elettrone da un atomo di xeno,  per esempio,  che da un
    atomo di ossigeno.
    Pauling predisse pertanto che  i  gas  inerti  più  pesanti  avrebbero
    potuto formare composti chimici con elementi dotati di una particolare
    tendenza ad accettare elettroni. L'elemento che maggiormente manifesta
    tale tendenza è il fluoro, e a esso sembrò quindi naturale rivolgersi.
    Ora il rado,  il gas inerte più pesante,  è radioattivo, e disponibile
    solo in tracce minime. Lo xeno, invece, il gas nobile più pesante dopo
    il rado,  è stabile e  si  trova  nell'atmosfera,  benché  in  piccole
    quantità.  Dunque  le migliori possibilità si sarebbero avute cercando
    di ottenere un composto di xeno e fluoro. Tuttavia, per trent'anni non
    se ne fece nulla,  sia perché lo xeno  era  costoso  e  il  fluoro  di
    difficile  manipolazione,  sia  perché  i chimici pensavano di aver di
    meglio da fare che dare la caccia a questa chimera.
    Nel 1962,  però,  il chimico anglo-canadese Neil Bartlett -  lavorando
    con  un  nuovo  composto,  l'esafluoruro  di platino (PtF6) - lo trovò
    particolarmente propenso ad  acquistare  elettroni,  quasi  quanto  il
    fluoro  stesso.  Questo composto sottraeva elettroni all'ossigeno,  un
    elemento che è normalmente pronto ad  acquistare  elettroni  piuttosto
    che  a  perderli.  Se  PtF6  poteva  strappare elettroni all'ossigeno,
    poteva strapparli anche allo  xeno.  Si  fece  la  prova,  e  si  poté
    annunciare  la  formazione  del  primo  composto di un gas inerte,  il
    fluoroplatinato di xeno (XePtF6).
    Altri  chimici  si  misero  subito  all'opera,  riuscendo  a  ottenere
    parecchi  composti  dello  xeno,  con il fluoro,  con l'ossigeno o con
    entrambi: il più stabile di tutti era il difluoruro di xeno (XeF2). Si
    formarono anche un composto del cripto e del fluoro,  il tetrafluoruro
    di cripto (KrF4), e il fluoruro di rado. Si ottennero altresì composti
    con  l'ossigeno,  come  l'ossitetrafluoruro  di xeno (XeOF4),  l'acido
    xenico (H2XeO4) e il perxenato di sodio (Na4XeO6). Il più interessante
    di  tutti  era  forse  il  triossido  di  xeno  (Xe2O3),  che  esplode
    facilmente ed è pericoloso. I gas nobili di minor peso atomico - argo,
    neo ed elio - sono meno propensi a mettere in comune i loro elettroni,
    e,  per  il momento,  continuano a essere inerti,  quali che siano gli
    sforzi dei chimici.
    Questi si  ripresero  ben  presto  dallo  shock  iniziale  conseguente
    all'aver  scoperto che i gas inerti possono formare dei composti: dopo
    tutto  questi  composti  rientrano  bene  nel  quadro   generale.   Di
    conseguenza,  oggi  si  evita di parlare di gas inerti,  preferendo la
    denominazione alternativa di "gas nobili";  così,  si sente parlare di
    "composti   dei   gas   nobili"   e   di  "chimica  dei  gas  nobili".
    (Personalmente ritengo che questo sia un cambiamento in  peggio:  dopo
    tutto,  i  gas  rimangono inerti,  anche se non in senso assoluto.  Il
    termine nobile, in questo contesto, sta a significare «poco disposto a
    mescolarsi con il gregge», ed è altrettanto inappropriato di quello di
    inerte; in più, è poco consono a una società democratica.)

    Gli elementi della serie delle terre rare.

    Oltre a esser stato applicato in modo troppo rigido al  caso  dei  gas
    inerti,  lo  schema  di  Lewis e Langmuir può ben difficilmente essere
    applicato a parecchi elementi con numero atomico superiore  a  20.  In
    particolare  è  stato  necessario perfezionare tale schema,  per poter
    affrontare alcuni complessi problemi che avevano a  che  fare  con  le
    cosiddette "terre rare" - gli elementi dal 57 al 71.
    Facciamo  un  passo  indietro:  i  primi  chimici  chiamavano  "terra"
    (riecheggiando  il  concetto  greco   dell'elemento-terra)   qualsiasi
    sostanza  che  fosse  insolubile  in  acqua  e  restasse inalterata se
    riscaldata.  Queste terre  comprendevano  quelli  che  oggi  chiamiamo
    ossido  di  calcio,  ossido  di  magnesio,  anidride silicica,  ossido
    ferrico,  ossido di alluminio,  e così via - composti che  in  pratica
    costituiscono  circa il 90 per cento della crosta terrestre.  L'ossido
    di magnesio e l'ossido di calcio  sono  leggermente  solubili,  e,  in
    soluzione,  presentano  proprietà  "alcaline" (cioè,  opposte a quelle
    degli acidi): per questo  furono  chiamati  "terre  alcaline";  quando
    Humphry  Davy,  partendo  da  queste  terre,  isolò i metalli calcio e
    magnesio,  essi vennero chiamati  "metalli  alcalino-terrosi".  Questa
    denominazione  finì  per  essere  applicata  a  tutti gli elementi che
    rientrano  nella  colonna  della  tavola  periodica  che  contiene  il
    magnesio e il calcio,  cioè al berillio,  allo stronzio, al bario e al
    radio.
    I problemi cui accennavo cominciarono  nel  1794,  quando  un  chimico
    finlandese,  Johan  Gadolin,  esaminò  una strana roccia che era stata
    trovata vicino a Ytterby,  un paesino della Svezia,  e decise  che  si
    trattava di una nuova «terra».  Gadolin diede a questa «terra rara» il
    nome di "ittria",  da Ytterby.  In seguito il chimico  tedesco  Martin
    Heinrich  Klaproth  scoprì  che  si  poteva  separare  l'ittria in due
    «terre», una delle quali seguitò a denominare ittria, mentre all'altra
    diede il nome di "ceria" (dal pianetino scoperto da poco, Cerere).  Ma
    il  chimico svedese Carl Gustav Mosander,  successivamente,  le separò
    ulteriormente,   ottenendo  una  serie  di  terre  diverse,   che   si
    dimostrarono  tutte ossidi di elementi nuovi,  chiamati "metalli delle
    terre rare".  Nel 1907 ne erano  stati  identificati  quattordici.  In
    ordine di peso atomico crescente, sono:

    "lantanio", da una parola greca che significa «nascosto»;
    "cerio", da Cerere (il suo ossido era detto «ceria»);
    "praseodimio",  dal  greco «gemello verde»,  a causa di una riga verde
    nel suo spettro;
    "neodimio", cioè «nuovo gemello»;
    "samario", dal minerale samarskite, in cui fu trovato;
    "europio", da Europa;
    "gadolinio", in onore di Johan Gadolin;
    "terbio", da Ytterby;
    "disprosio",   da  una  parola  greca  che  significa  «difficile   da
    raggiungere»
    "olmio", da Stoccolma;
    "erbio", da Ytterby;
    "tulio", da Thule, il vecchio nome della Scandinavia;
    "itterbio", da Ytterby;
    "lutezio", da Lutetia, antico nome di Parigi.

    In  base  alle  loro  proprietà  di  emissione  dei  raggi X,  vennero
    assegnati a  questi  elementi  i  numeri  atomici  che  vanno  dal  57
    (lantanio) al 71 (lutezio).  Come ho già detto precedentemente, vi era
    una  lacuna  al  posto  61,  ma  fu  riempita  quando  dalla  fissione
    dell'uranio  si ottenne il prometeo,  l'elemento mancante.  Con ciò si
    arrivò a quindici.
    Gli elementi delle terre rare non  sembravano  trovar  posto  adeguato
    nella  tavola  periodica.  E'  stata una bella fortuna che ai tempi di
    Mendeleev se ne conoscessero con sicurezza  soltanto  quattro;  se  si
    fossero  conosciuti tutti,  avrebbero potuto creare una tal confusione
    nella tavola da impedirne l'accettazione. Qualche volta, perfino nella
    scienza, l'ignoranza è un bene.
    Il lantanio, il primo metallo delle terre rare,  è in buon accordo con
    l'elemento  posto  al di sopra nella tavola,  il numero 39,  l'ittrio.
    (L'ittrio,  pur trovandosi negli stessi  minerali  che  contengono  le
    terre rare e pur avendo proprietà analoghe alle loro,  non è una terra
    rara;  ciononostante prende il nome da Ytterby,  del resto come  altri
    tre  elementi - forse un onore eccessivo per un paesino così piccolo.)
    La confusione comincia con l'elemento successivo al lantanio  -  cioè,
    il  cerio  -  che dovrebbe essere simile a quello che segue l'ittrio -
    vale a dire,  lo zirconio.  E invece non gli  assomiglia  proprio  per
    niente;  al  contrario,  è simile ancora all'ittrio.  Lo stesso si può
    dire a proposito di tutti e quindici gli elementi  delle  terre  rare:
    assomigliano  molto all'ittrio e si assomigliano molto tra loro (anzi,
    hanno proprietà chimiche così simili che all'inizio non si riusciva  a
    separarli,  se non con procedure quanto mai tediose),  ma non mostrano
    affinità  con  alcun  altro  elemento  che  li  preceda  nella  tavola
    periodica. Dobbiamo saltare tutto il gruppo delle terre rare arrivando
    fino  all'afnio,  il  numero  72,  per trovare un elemento affine allo
    zirconio, che è successivo all'ittrio.
    Sconcertati da questa situazione,  i chimici si dovettero rassegnare a
    raggruppare  tutti  gli  elementi delle terre rare in un'unica casella
    posta sotto all'ittrio,  elencandoli poi singolarmente in una sorta di
    nota in fondo alla tavola.

    Gli elementi di transizione.

    La  soluzione  dell'enigma  venne  infine quando il modello di Lewis e
    Langmuir della struttura elettronica degli elementi fu  arricchito  di
    nuovi particolari.
    Nel 1921 C.  R.  Bury propose che gli elettroni di ciascuno strato non
    fossero necessariamente limitati a  8.  Otto  elettroni  erano  sempre
    sufficienti  a  completare  lo  strato esterno,  ma uno strato che non
    fosse all'esterno avrebbe potuto avere  una  capacità  superiore.  Gli
    strati  interni,  cioè,  avrebbero  potuto  assorbire  più  elettroni,
    ciascuno più del precedente. Per esempio, lo strato K doveva avere una
    capacità totale di 2 elettroni,  lo strato L di 8,  lo strato M di 18,
    lo strato N di 32 e così via con un aumento dato dalla successione dei
    quadrati perfetti moltiplicati per 2,  e cioè dalla successione: 2 per
    1 al quadrato;  2 per 2 al quadrato;  2 per 3 al quadrato;  2 per 4 al
    quadrato, eccetera.
    Questa  intuizione  fu  confermata  da  uno  studio approfondito degli
    spettri degli elementi.  Il fisico  danese  Niels  Henrik  David  Bohr
    dimostrò  che ogni strato di elettroni era composto di sottostrati che
    avevano livelli di energia leggermente diversi tra loro. A ogni strato
    successivo,  la separazione dei sottostrati  aumentava,  così  che  in
    breve  gli strati si sovrapponevano.  Ne conseguiva che il sottostrato
    più esterno di uno strato interno (per esempio,  lo strato  M)  poteva
    essere,  in  realtà,  più  lontano  dal  centro  (per  così  dire) del
    sottostrato più interno  dello  strato  successivo  (nell'esempio,  lo
    strato N).  Se così stavano le cose,  il sottostrato più interno dello
    strato N poteva riempirsi di  elettroni,  mentre  quello  più  esterno
    dello strato M era ancora vuoto.
    Un esempio renderà tutto più chiaro.  Secondo questa teoria, lo strato
    M è suddiviso in tre sottostrati,  aventi le capacità rispettive di 2,
    6  e  10  elettroni,  per  un totale di 18.  Ora l'argo,  con i suoi 8
    elettroni nello strato M, ha solo due sottostrati interni completi. In
    effetti,  non sarà il terzo sottostrato dello strato M,  cioè  il  più
    esterno,  a  ricevere  il  successivo elettrone durante il processo di
    costituzione degli elementi,  perché tale sottostrato è situato  oltre
    il  sottostrato  più  interno dello strato successivo (N);  cioè,  nel
    potassio, l'elemento che segue l'argo, il diciannovesimo elettrone non
    va a finire nel  sottostrato  più  esterno  dello  strato  M,  ma  nel
    sottostrato più interno dello strato N.  Il potassio,  con 1 elettrone
    nello strato N,  assomiglia al sodio,  che ha 1 elettrone nello strato
    M.  L'elemento ancora successivo,  cioè il calcio (numero atomico 20),
    ha 2 elettroni nello strato N e assomiglia al magnesio,  che ne  ha  2
    nello  strato  M.  Ma  ora  il sottostrato più interno dello strato N,
    avendo posto per soli 2 elettroni,  è pieno;  gli ulteriori  elettroni
    possono  andare  a sistemarsi nel sottostrato più esterno dello strato
    M,  che finora era rimasto libero.  Lo scandio (21) dà inizio a questo
    processo,  che  è  portato  a  termine dallo zinco (30),  nel quale il
    sottostrato più esterno dello strato M ha finalmente  acquisito  tutti
    quanti  i  suoi  10  elettroni.   I  30  elettroni  dello  zinco  sono
    distribuiti nel modo seguente: 2 nello strato K, 8 nello strato L,  18
    nello  strato  M  e  2 nello strato N.  A questo punto,  gli elettroni
    possono ricominciare a riempire lo strato  N.  L'elettrone  successivo
    porta a 3 il numero degli elettroni dello strato N, formando il gallio
    (31), che assomiglia all'alluminio, con 3 elettroni nello strato M.
    Il  punto  importante  è  che  gli elementi dal 21 al 30,  che si sono
    formati man  mano  che  si  riempiva  un  sottostrato  momentaneamente
    saltato,  sono  "elementi  di  transizione".  Si tenga presente che il
    calcio assomiglia  al  magnesio  e  il  gallio  all'alluminio,  e  che
    magnesio e alluminio sono elementi contigui, rispettivamente di numero
    atomico  12  e  13.  Ma  calcio  e  gallio non lo sono (numeri 20 e 31
    rispettivamente): essi sono separati dagli elementi di transizione,  i
    quali introducono una complicazione nella tavola.
    Lo  strato N è più capace dello strato M,  ed è suddiviso,  anziché in
    tre sottostrati, in quattro,  che possono contenere rispettivamente 2,
    6,  10  e  14  elettroni.  L'elemento  36,  il  cripto,  riempie i due
    sottostrati più  interni  dello  strato  N;  qui  però  interviene  il
    sottostrato  più interno dello strato O che si sovrappone,  ed esso va
    completato prima che gli elettroni possano riempire i due  sottostrati
    esterni di N.  L'elemento successivo al cripto, il rubidio (37), ha il
    suo  trentasettesimo  elettrone  nello  strato  O.  Lo  stronzio  (38)
    completa il riempimento del primo sottostrato O con due elettroni.  Da
    qui in avanti una nuova serie di elementi  di  transizione  procede  a
    riempire il terzo sottostrato dello strato N, che viene completato con
    il cadmio (48); ora vien saltato il quarto (e più esterno) sottostrato
    di N,  mentre gli elettroni vanno a riempire il secondo sottostrato di
    O, e ciò fino allo xeno (54).
    Ma il quarto sottostrato di N deve ancora attendere il proprio  turno;
    infatti, a questo punto, i sottostrati si sovrappongono in misura tale
    che  anche  lo  strato  P  interpone  un sottostrato,  che deve essere
    completato prima dell'ultimo sottostrato di N. Dopo lo xeno vengono il
    cesio (55) e il bario (56),  rispettivamente con 1 e 2 elettroni nello
    strato  P.   Non  è  ancora  il  turno  di  N:  sorprendentemente,  il
    cinquantasettesimo elettrone va a  collocarsi  nel  terzo  sottostrato
    dello  strato  O,  creando l'elemento lantanio.  Ora,  e solo ora,  un
    elettrone entra finalmente nel sottostrato più esterno dello strato N.
    Uno dopo l'altro gli elementi delle terre  rare  aggiungono  elettroni
    nello strato N,  finché finalmente arriva a completarlo l'elemento 71,
    il lutezio. Gli elettroni del lutezio sono disposti nel seguente modo:
    2 nello strato K, 8 nello strato L, 18 nello strato M, 32 nello strato
    N,  9 nello strato O (due sottostrati completi,  più 1  elettrone  nel
    sottostrato  successivo)  e  2 nello strato P (sottostrato più interno
    completo).
    Ora cominciamo finalmente a capire come mai gli elementi  delle  terre
    rare  e  alcuni  altri  gruppi  di  elementi  di transizione sono così
    simili.  Il fattore decisivo che differenzia gli elementi  per  quanto
    riguarda   le  loro  proprietà  chimiche  è  la  configurazione  degli
    elettroni dello strato più esterno. Per esempio,  il carbonio,  che ha
    quattro  elettroni  nello  strato  più esterno,  e l'azoto,  che ne ha
    cinque,  hanno  proprietà  del  tutto  diverse.  Al  contrario,  nelle
    sequenze  in cui gli elettroni sono impegnati a riempire i sottostrati
    interni,  mentre quello  più  esterno  resta  immutato,  le  proprietà
    variano  assai meno.  Così il ferro,  il cobalto e il nichel (elementi
    26,  27 e 28),  che hanno tutti la stessa  configurazione  elettronica
    nello  strato  esterno  -  cioè  un  sottostrato  N reso completo da 2
    elettroni - hanno un comportamento chimico molto simile. La differenza
    fra  le  loro  configurazioni  interne  (in  un   sottostrato   M)   è
    abbondantemente  mascherata dalla loro somiglianza per quanto riguarda
    gli elettroni più esterni.  Ancora di più ciò vale  per  gli  elementi
    delle  terre  rare: le loro differenze (nello strato N) sono occultate
    non da una,  bensì da  due  configurazioni  elettroniche  più  esterne
    identiche  per  tutti  questi  elementi (negli strati O e P).  Nessuna
    meraviglia se questi elementi si assomigliano come gocce d'acqua.
    Dal  momento  che  i  metalli  delle  terre  rare  non   hanno   molte
    utilizzazioni,  e  in più sono molto difficili da separare,  i chimici
    non fecero mai grandi sforzi per riuscirvi,  finché non si giunse alla
    fissione  dell'atomo  di  uranio.   A  quel  punto  la  cosa  acquistò
    d'improvviso una notevole urgenza,  perché le varietà  radioattive  di
    alcuni  di  questi  elementi  erano  tra  i  principali prodotti della
    fissione, e,  nel progetto che doveva portare alla bomba atomica,  era
    indispensabile separarli e identificarli in modo rapido e sicuro.
    Il problema fu risolto in tempi brevi ricorrendo a una tecnica chimica
    ideata  per  la  prima  volta  nel  1906  dal  botanico  russo Michail
    Semenovic' Tswett,  che l'aveva denominata "cromatografia" («scrittura
    mediante i colori»).  Tswett aveva scoperto che era possibile separare
    i pigmenti delle piante,  molto simili dal  punto  di  vista  chimico,
    facendone  passare  una soluzione attraverso un tubo di vetro pieno di
    carbonato di calcio.  Tswett scioglieva il suo miscuglio  di  pigmenti
    vegetali  in  etere  di petrolio e lo versava sul carbonato di calcio,
    poi vi versava sopra solvente puro: i pigmenti  scendevano  lentamente
    attraverso  la polvere di carbonato di calcio con velocità differenti,
    dovute alla loro diversa adesione alla polvere  stessa.  Il  risultato
    era  che  essi si separavano formando una serie di bande,  ciascuna di
    colore diverso.  Seguitando nell'operazione le sostanze così  separate
    scendevano ciascuna per conto proprio fino al fondo del tubo.
    Il  mondo  scientifico  ignorò  per anni la scoperta di Tswett,  forse
    perché  non  era  che  un  botanico,  per  di  più  russo,   mentre  i
    protagonisti  della ricerca sulle tecniche di separazione a quel tempo
    erano i biochimici tedeschi. Nel 1931, però,  uno di costoro,  Richard
    Willstätter, riscoprì il procedimento, e da allora esso entrò nell'uso
    comune. (Willstatter aveva ricevuto il premio Nobel per la chimica nel
    1915 per il suo eccellente lavoro sui pigmenti vegetali;  Tswett,  per
    quanto ne so, è rimasto privo di qualsiasi riconoscimento.)
    Risultò che la cromatografia attraverso colonne di polvere  funzionava
    pressoché  con  tutte  le  miscele - colorate o no.  Si è scoperto che
    l'ossido di alluminio e l'amido vanno meglio del carbonato  di  calcio
    per  separare  le  molecole  comuni.  Quando  sono  gli  ioni a essere
    separati,  si parla di "scambio di ioni";  le prime sostanze usate con
    successo  per  questo  scopo  furono  le  "zeoliti".  Per esempio,  si
    riusciva a eliminare il calcio  e  il  magnesio  dalle  "acque  dure",
    facendole passare attraverso una colonna di zeoliti, a cui gli ioni di
    calcio e magnesio aderiscono, venendo sostituiti nella soluzione dagli
    ioni di sodio originariamente presenti nella zeolite;  dal fondo della
    colonna gocciola quindi "acqua dolce".  E'  necessario  di  quando  in
    quando  versare  sulle zeoliti una soluzione concentrata di cloruro di
    sodio per reintegrare gli ioni di sodio.  Nel 1935,  in  seguito  allo
    sviluppo  delle  "resine  scambiatrici  di  ioni",  la tecnica fece un
    ulteriore passo avanti.  Si tratta di sostanze sintetiche che  possono
    essere  fabbricate in funzione dell'applicazione a cui sono destinate.
    Per esempio, certe resine sono in grado di sostituire ioni di idrogeno
    ad altri ioni positivi,  mentre altre sostituiscono ioni ossidrilici a
    ioni  negativi;  con  una  combinazione delle due si possono asportare
    quasi tutti i sali dall'acqua del  mare.  Durante  la  seconda  guerra
    mondiale    una    riserva    di    queste    resine    faceva   parte
    dell'equipaggiamento di sopravvivenza in dotazione alle  scialuppe  di
    salvataggio.
    Fu   il  chimico  americano  Frank  Harold  Spedding  che  applicò  la
    cromatografia a scambio ionico  alla  separazione  delle  terre  rare,
    trovando  che  queste  uscivano dalla colonna dove avveniva lo scambio
    degli ioni in ordine di numero atomico decrescente,  il che permetteva
    non  solo  di  separarle  rapidamente,  ma anche di identificarle.  In
    effetti la scoperta del prometeo, l'elemento mancante numero 61, venne
    confermata in tal modo dalle piccolissime quantità di tale terra  rara
    trovate tra i prodotti di fissione.
    Grazie alla cromatografia, le terre rare oggi si possono ottenere allo
    stato puro a chili e anche a tonnellate.  Risulta infatti che le terre
    rare non sono particolarmente rare: quelle meno abbondanti  (salvo  il
    prometeo)  sono  comunque  più comuni dell'oro e dell'argento,  mentre
    quelle più abbondanti - lantanio,  cerio e neodimio - sono più diffuse
    del piombo. Complessivamente, i metalli delle terre rare sono presenti
    nella crosta terrestre in percentuale maggiore del rame e dello stagno
    presi  insieme.  Per tale ragione gli scienziati hanno sostanzialmente
    abbandonato la denominazione di "terre  rare",  e  oggi  chiamano  gli
    elementi  di  questa  serie  "lantanidi",  dal nome del primo di essi.
    Certamente questi metalli non sono stati molto usati  in  passato,  ma
    oggi  la  facilità con cui è possibile separarli ne ha moltiplicate le
    applicazioni,  e negli anni settanta ne  sono  stati  usati  circa  11
    milioni  di  chilogrammi all'anno.  Le pietrine per accendisigari sono
    fatte per tre quarti di mischmetal,  una miscela formata in prevalenza
    di cerio,  lantanio e neodimio.  Una miscela di ossidi viene usata per
    brillantare il vetro,  al quale inoltre vengono aggiunti altri  ossidi
    per  ottenere  alcune  proprietà  molto  apprezzate.  Altre miscele di
    ossidi di europio e ittrio sono usate  come  luminofori  sensibili  al
    rosso nella televisione a colori, e così via.

    Gli attinidi.

    Una   migliore   conoscenza  dei  lantanidi  non  solo  ha  consentito
    applicazioni pratiche,  ma ha anche offerto una chiave per  capire  la
    chimica degli ultimi elementi della tavola periodica,  compresi quelli
    sintetici.
    La serie degli elementi pesanti in questione comincia  con  l'attinio,
    il  numero  89,  situato  sotto al lantanio.  L'attinio ha 2 elettroni
    nello strato Q,  così come  il  lantanio  ne  ha  2  nello  strato  P.
    L'ottantanovesimo  e  ultimo  elettrone  dell'attinio  fa  parte dello
    strato P,  proprio come il cinquantasettesimo e ultimo del lantanio fa
    parte  dello  strato  O.  Ora  la questione è: gli elementi successivi
    all'attinio  continuano  ad  aggiungere  elettroni  nello  strato   P,
    restando  normali elementi di transizione,  oppure seguono l'andamento
    degli elementi successivi al lantanio,  in cui gli elettroni  vanno  a
    completare  il sottostrato più interno saltato?  In quest'ultimo caso,
    l'attinio potrebbe dar inizio a una nuova serie di metalli delle terre
    rare, da chiamarsi "attinidi".
    Gli elementi naturali della serie degli attinidi  sono  l'attinio,  il
    torio,  il protoattinio e l'uranio, che prima del 1940 non erano stati
    studiati a fondo.  Il poco che si sapeva  sulla  loro  chimica  faceva
    pensare  che  fossero normali elementi di transizione.  Ma allorché si
    aggiunsero all'elenco gli elementi artificiali  nettunio  e  plutonio,
    che  stimolarono  uno  studio  approfondito,   si  scoprì  che  questi
    presentavano una forte somiglianza  chimica  con  l'uranio.  Per  tale
    ragione  Glenn  Seaborg  propose  che  gli elementi pesanti seguissero
    effettivamente  l'andamento  dei  lantanidi,   riempiendo  il   quarto
    sottostrato  dello  strato  O.  Con  il  laurenzio  tale sottostrato è
    completato,  e i quindici attinidi sono in  perfetta  analogia  con  i
    quindici  lantanidi.  Una  conferma  importante è che la cromatografia
    basata sullo scambio di ioni separa  gli  attinidi  esattamente  nello
    stesso modo in cui separa i lantanidi.
    L'elemento  104  (il  rutherfordio)  e l'elemento 105 (lo hahnio) sono
    "transattinidi" e sicuramente  vanno  collocati  sotto  l'afnio  e  il
    tantalio, i due elementi che seguono i lantanidi.

    I GAS.
    Fin  dai  primordi  della chimica si sapeva che molte sostanze possono
    esistere sotto forma gassosa,  liquida o solida,  in dipendenza  dalla
    temperatura.  L'acqua  ne  è  l'esempio  più  comune: sufficientemente
    raffreddata,  diventa ghiaccio  solido;  sufficientemente  riscaldata,
    diventa  vapore.  Van  Helmont,  che  per  primo usò il termine "gas",
    stabilì una differenza tra sostanze  che  sono  gas  alle  temperature
    ordinarie,  come  l'anidride  carbonica,  e  altre  che lo sono solo a
    temperatura elevata,  come l'acqua.  Van Helmont chiamò queste  ultime
    "vapori",  e  anche  oggi  parliamo  di  "vapor d'acqua" e non di "gas
    d'acqua".
    Lo studio dei gas, o vapori,  seguitò ad affascinare i chimici,  anche
    perché tali sostanze si prestavano a un'analisi quantitativa. Le leggi
    che  governano  il  comportamento dei gas sono risultate più facili da
    comprendere di quelle che governano  il  comportamento  di  liquidi  e
    solidi.

    Liquefazione.

    Nel  1787  il  fisico  francese Jacques Alexandre César Charles scoprì
    che,  quando si raffredda un gas,  ogni  grado  di  diminuzione  della
    temperatura  provoca  una contrazione del volume di circa 1 su 273 del
    volume del gas a 0 gradi C,  e che inversamente ogni grado di  aumento
    della temperatura causa un'espansione di 1 su 273. Mentre quest'ultima
    non  sollevava  difficoltà  teoriche,  la  contrazione  provocata  dal
    raffreddamento poneva un problema: seguitando  a  raffreddare  fino  a
    meno  273  gradi  C  il  volume del gas avrebbe dovuto ridursi a zero!
    Questo paradosso non turbava  particolarmente  i  sonni  dei  chimici,
    perché  questi  erano  sicuri  che  la  "legge di Charles" (come viene
    chiamata oggi) non poteva valere indefinitamente: i gas, infatti, a un
    certo punto si sarebbero condensati dando origine a liquidi,  che  non
    si  contraggono  in  modo  così drastico come i gas con l'abbassamento
    della temperatura.
    I chimici,  però,  non avevano ancora modo di raggiungere  temperature
    così basse da vedere cosa accadeva veramente.
    Lo  sviluppo della teoria atomica,  che raffigurava i gas come insiemi
    di molecole, presentò la situazione in termini nuovi. Era ormai chiaro
    che il volume dipendeva dalla velocità delle molecole. Più era alta la
    temperatura, più veloci erano le molecole,  maggiore lo spazio da esse
    richiesto,  e pertanto maggiore il volume. Inversamente, minore era la
    temperatura,  più lento era il moto delle molecole,  minore lo  spazio
    necessario  per  tale  moto,  e  quindi  minore il volume.  Negli anni
    successivi  al  1860  il  fisico  inglese  William  Thomson,  da  poco
    insignito  del  titolo  di  pari col nome di Lord Kelvin,  giunse alla
    conclusione che fosse il contenuto energetico medio delle  molecole  a
    diminuire di 1 su 273 per ogni grado di diminuzione della temperatura.
    Se il volume non poteva ridursi a zero,  l'energia, invece, lo poteva.
    Thomson sosteneva che, a meno 273 gradi C, l'energia delle molecole si
    sarebbe ridotta  a  zero,  e  che  quindi  meno  273  gradi  C  doveva
    rappresentare  la  minima  temperatura  possibile.  Questa temperatura
    doveva costituire lo zero assoluto, o, come si dice, lo "zero Kelvin".
    (Oggi misurazioni più accurate l'hanno fissato a meno 273,16 gradi C.)
    Su questa scala assoluta,  il punto di fusione del ghiaccio  è  a  273
    gradi K.
    Questa  concezione  confermava  la  previsione  che  tutti  i  gas  si
    sarebbero liquefatti avvicinandosi allo zero assoluto.  Disponendo  di
    energia  sempre  minore,  le molecole di un gas avrebbero occupato uno
    spazio tanto ridotto da finire  per  entrare  in  contatto  reciproco,
    ammassandosi l'una sull'altra.  In altri termini,  sarebbero diventate
    dei liquidi: infatti,  si possono spiegare le  proprietà  dei  liquidi
    supponendo  che  siano  costituiti  da molecole in contatto,  che però
    avrebbero ancora abbastanza  energia  da  poter  scorrere  liberamente
    l'una  sopra,  o  sotto,  o accanto,  all'altra.  Per questa ragione i
    liquidi possono essere versati in  un  contenitore,  di  cui  assumono
    facilmente la forma.
    Continuando a diminuire la temperatura e quindi l'energia, le molecole
    finiscono  per  non aver più nemmeno l'energia necessaria per scorrere
    l'una sull'altra,  e si  limitano  a  occupare  una  posizione  fissa,
    intorno a cui possono vibrare, senza però potersene scostare. In altri
    termini,  il liquido è congelato, diventando un solido. Per Kelvin era
    dunque chiaro che,  avvicinandosi allo zero assoluto,  tutti i gas non
    solo si sarebbero liquefatti, ma si sarebbero anche congelati.
    Naturalmente  i  chimici ora desideravano dimostrare l'esattezza della
    previsione di Kelvin,  facendo abbassare la temperatura fino al  punto
    in cui tutti i gas dapprima si sarebbero liquefatti e poi, via via che
    ci  si  avvicinava  allo  zero  assoluto,  congelati.  (Ogni orizzonte
    lontano esercita un fascino che spinge a conquistarlo.)
    Gli scienziati avevano iniziato a esplorare i confini del freddo anche
    prima che Kelvin ne definisse il limite estremo. Michael Faraday aveva
    scoperto che, anche alle temperature ordinarie,  si potevano liquefare
    alcuni gas,  sottoponendoli a pressione.  A tale scopo aveva adoperato
    un resistente tubo di vetro piegato a forma di boomerang  e  vi  aveva
    posto, nell'estremo chiuso, una sostanza che producesse il gas voluto.
    Poi  aveva sigillato l'estremo aperto.  Aveva collocato in acqua molto
    calda l'estremo del tubo contenente  il  materiale  solido,  liberando
    così quantità sempre maggiori del gas; ma poiché questo era chiuso nel
    tubo,  si  creava  una pressione sempre maggiore.  Contemporaneamente,
    Faraday aveva posto l'altro  estremo  del  tubo  entro  un  recipiente
    contenente  ghiaccio  tritato.   In  quel  punto  il  gas,  trovandosi
    sottoposto tanto a un'alta pressione quanto a una  bassa  temperatura,
    si  sarebbe  liquefatto.  Nel  1823 Faraday liquefece il gas cloro con
    questo sistema.  La temperatura di liquefazione normale  del  cloro  è
    meno 34,5 gradi C (238,7 gradi K).
    Nel 1835,  un chimico francese,  C.  S. A. Thilorier, usò il metodo di
    Faraday per  ottenere  sotto  pressione  anidride  carbonica  liquida,
    ricorrendo  a  cilindri  metallici,  capaci  di  sopportare  pressioni
    maggiori dei tubi di vetro.  Egli riuscì a preparare una considerevole
    quantità  di  anidride carbonica liquida e poi la fece uscire dal tubo
    attraverso una piccola valvola.
    Naturalmente in queste condizioni l'anidride carbonica liquida esposta
    a temperature normali sarebbe rapidamente evaporata. Quando un liquido
    evapora,  le sue molecole si separano  dalle  molecole  circostanti  e
    cominciano  a  muoversi  liberamente.  Le  molecole  di  un liquido si
    attraggono reciprocamente,  e per liberarsi da tale attrazione occorre
    loro  energia.  Se  l'evaporazione  è rapida,  non c'è il tempo perché
    entri nel sistema energia  sufficiente  (sotto  forma  di  calore),  e
    l'unica fonte di energia che resta per far proseguire l'evaporazione è
    il  liquido  stesso.   Pertanto,   quando  un  liquido  evapora  molto
    rapidamente, la temperatura del liquido rimanente cala velocemente.
    (Noi stessi sperimentiamo questo fenomeno,  in quanto il  corpo  umano
    traspira sempre leggermente,  e l'evaporazione della sottile pellicola
    di acqua sulla nostra pelle ci  mantiene  freschi,  sottraendo  calore
    alla  pelle  stessa.  Più  fa caldo,  e più dobbiamo traspirare;  e se
    l'aria è tanto umida da impedire l'evaporazione, il sudore si accumula
    sul nostro corpo, facendoci sentire molto a disagio. Anche l'esercizio
    fisico,  moltiplicando le reazioni che  producono  calore  nel  nostro
    corpo,  fa  aumentare  la traspirazione,  e se l'umidità atmosferica è
    alta, anche in questo caso ci sentiamo molto a disagio.)
    Per tornare a  Thilorier,  quando  questi  fece  evaporare  l'anidride
    carbonica  liquida,  notò  una  rapida  caduta  della  temperatura del
    liquido  residuo,   via  via  che  procedeva  l'evaporazione,   finché
    l'anidride  carbonica  congelò.  Per  la prima volta,  si era ottenuta
    anidride carbonica solida.
    L'anidride  carbonica  liquida  è  stabile   solo   sotto   pressione.
    L'anidride   carbonica  solida,   sottoposta  a  pressioni  ordinarie,
    "sublima", cioè evapora direttamente senza prima liquefarsi.  Il punto
    di  sublimazione  dell'anidride  carbonica  solida è meno 78,5 gradi C
    (194,7 gradi K).
    L'anidride carbonica solida ha l'aspetto del ghiaccio opaco,  anche se
    è  molto  più  fredda,  e,  poiché non dà origine a un liquido,  viene
    chiamata "ghiaccio secco".  Se ne producono circa 400 mila  tonnellate
    all'anno, la maggior parte usata per la conservazione del cibo tramite
    refrigerazione.
    La possibilità di raffreddare mediante l'evaporazione ha rivoluzionato
    la vita umana. Prima del diciannovesimo secolo, per conservare il cibo
    si poteva ricorrere al ghiaccio,  se era disponibile,  creandone delle
    riserve  d'inverno  e  conservandolo  mediante  l'isolamento   durante
    l'estate,  oppure portandolo a valle dai monti. A dir poco si trattava
    di un procedimento difficile e macchinoso,  e in genere  la  gente  si
    rassegnava  al  caldo  durante  l'estate  (o addirittura durante tutto
    l'anno).
    Già nel 1755,  il chimico scozzese William Cullen aveva  prodotto  del
    ghiaccio  facendo il vuoto al di sopra di una certa quantità di acqua,
    e accelerandone quindi l'evaporazione: in  tal  modo  l'acqua  si  era
    raffreddata  raggiungendo  il punto di congelamento.  Questo ghiaccio,
    però,  non poteva competere con il ghiaccio naturale,  né il  processo
    poteva  essere  applicato  indirettamente alla semplice refrigerazione
    del cibo,  perché il ghiaccio che si sarebbe formato avrebbe  otturato
    le tubature.
    Oggigiorno   si   liquefa  con  un  compressore  un  gas  appropriato,
    portandolo poi a temperatura ambiente;  quindi lo si fa  circolare  in
    tubi  avvolti  a  spirale  attorno  al  recipiente  che  contiene  gli
    alimenti;  evaporando,  esso sottrae calore a tale recipiente.  Il gas
    che si forma viene nuovamente liquefatto dal compressore,  raffreddato
    e rimesso in circolazione.  Il processo è continuo,  e il calore viene
    pompato   all'esterno,    finendo   nell'atmosfera.    Questo   è   il
    "frigorifero", che ha sostituito la "ghiacciaia" di una volta.
    Nel 1834,  un inventore americano,  Jacob Perkins,  brevettò  in  Gran
    Bretagna l'uso dell'etere come refrigerante.  Allo stesso scopo furono
    usate anche altre sostanze,  come l'ammoniaca e l'anidride  solforosa,
    ma   tutte   presentavano   l'inconveniente   di   essere  tossiche  o
    infiammabili.  Poi,  nel 1930,  il chimico  americano  Thomas  Midgley
    scoprì  il  diclorodifluorometano  (CF2Cl2),  più  noto  con  il  nome
    commerciale di "freon".  Esso non è  tossico  (come  dimostrò  Midgley
    riempiendosene  in  pubblico  i  polmoni),  non  è  infiammabile  ed è
    perfettamente adatto all'uso. Con il freon la refrigerazione domestica
    divenne d'uso comune ovunque.
    (Anche se il freon e altri "fluorocarboni" si sono  sempre  dimostrati
    del tutto innocui per gli esseri umani, negli anni settanta sono sorti
    dei  dubbi  circa il loro effetto sull'ozonosfera,  come abbiamo detto
    nel capitolo precedente.)
    Applicando in misura moderata la refrigerazione in spazi ampi si ha il
    "condizionamento dell'aria",  così chiamato perché l'aria stessa viene
    anche condizionata - cioè filtrata e deumidificata.  La prima unità di
    condizionamento  dell'aria  fu  progettata  nel  1902   dall'inventore
    americano Willis Haviland Carrier; dopo la seconda guerra mondiale, il
    condizionamento  degli  ambienti  è  diventato  quasi universale nelle
    principali città americane.
    Ma ritorniamo ancora una volta a  Thilorier:  egli  aggiunse  anidride
    carbonica  solida a "etere etilico",  un liquido oggi noto soprattutto
    come anestetico, che bolle a bassa temperatura ed evapora rapidamente.
    Si riuscì così a ottenere una temperatura di meno 110 gradi C,  grazie
    all'azione   combinata   dell'etere   etilico   e  della  sublimazione
    dell'anidride carbonica solida.
    Nel 1845,  Faraday ritornò sul problema  della  liquefazione  dei  gas
    sotto  l'effetto  combinato  delle  basse  temperature  e  delle  alte
    pressioni: questa volta usò anidride carbonica solida ed etere etilico
    come  miscela  frigorifera.  Nonostante  questa  miscela  e  l'uso  di
    pressioni  ancora  superiori,  sei gas resistevano a ogni tentativo di
    liquefazione: erano l'idrogeno, l'ossigeno,  l'azoto,  il monossido di
    carbonio,  l'ossido  di  azoto  e  il  metano.  Faraday li chiamò "gas
    permanenti".  All'elenco possiamo aggiungere altri cinque gas  di  cui
    Faraday  non  sapeva  niente.  Uno di questi era il fluoro,  gli altri
    quattro sono i gas nobili: elio, neon, argo e cripto.
    Nel 1869,  il  fisico  irlandese  Thomas  Andrews  concluse  dai  suoi
    esperimenti  che ogni gas ha una temperatura critica al di sopra della
    quale non può  essere  liquefatto,  qualunque  sia  la  pressione.  In
    seguito  questa ipotesi trovò una solida base teorica per merito di un
    fisico olandese,  Johannes Diderik  Van  der  Waals,  che  per  questa
    ragione ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1910.
    Pertanto, per liquefare un gas si doveva prima di tutto esser certi di
    operare al di sotto della temperatura critica, se non si voleva buttar
    via  il  proprio  tempo.  Furono  fatti  vari tentativi di raggiungere
    temperature ancora inferiori per aver ragione dei gas più ostinati. Un
    metodo "a cascata" - abbassare la temperatura  a  passi  successivi  -
    risolse   il   problema:  dapprima  si  fece  evaporare  dell'anidride
    solforosa liquida per  liquefare  l'anidride  carbonica;  poi  si  usò
    quest'ultima  per  liquefare  un gas più resistente;  e così via.  Nel
    1877,  il fisico svizzero Raoul Pictet riusci finalmente  a  liquefare
    l'ossigeno, a una temperatura di meno 140 gradi C (133 gradi K) e alla
    pressione  di 500 atmosfere.  Il fisico francese Louis Paul Cailletet,
    all'incirca nello stesso periodo,  liquefece non solo  l'ossigeno,  ma
    anche   l'azoto   e   il   monossido  di  carbonio.   Questi  liquidi,
    naturalmente,  permisero immediatamente di ottenere temperature ancora
    inferiori.  Si  trovò che la temperatura di liquefazione dell'ossigeno
    alla pressione atmosferica normale è meno 183 gradi C  (90  gradi  K);
    quella  del  monossido  di  carbonio,  meno  190 gradi C (83 gradi K);
    quella dell'azoto, meno 195 gradi C (78 gradi K).
    Nel 1895,  l'ingegnere chimico inglese William  Hampson  e  il  fisico
    tedesco  Karl von Linde escogitarono indipendentemente una tecnica per
    liquefare l'aria su vasta  scala.  L'aria  veniva  prima  compressa  e
    raffreddata  riportandola  a  temperatura ordinaria,  poi la si faceva
    espandere,  ottenendo un notevole abbassamento della  temperatura.  Si
    usava  ora  questa  aria  fredda per immergervi un contenitore di aria
    compressa,  raffreddandolo;  solo allora si  faceva  espandere  l'aria
    compressa del contenitore,  che diventava ancora più fredda; ripetendo
    più volte queste operazioni,  si faceva raffreddare l'aria sempre più,
    fino alla liquefazione.
    L'aria  liquida,  ottenuta  così  in abbondanza e a costi ragionevoli,
    poteva  facilmente  essere  separata  in  ossigeno  e  azoto  liquidi.
    L'ossigeno  poteva  essere  usato per le saldature e per scopi medici;
    l'azoto in quelle circostanze in cui era utile  la  sua  inerzia,  per
    esempio  per  riempire i bulbi delle lampadine a incandescenza: in tal
    modo i filamenti portati al calor bianco, e soggetti a rottura a causa
    della lenta evaporazione del metallo,  duravano di più che in bulbi in
    cui fosse stato fatto il vuoto.  L'aria liquida veniva usata anche per
    ricavarne argo e altri gas nobili.
    L'idrogeno resistette a tutti i  tentativi  di  liquefazione  fino  al
    1900.  Fu  allora  che  il chimico scozzese James Dewar riuscì in tale
    impresa,  ricorrendo a uno stratagemma del tutto nuovo.  Lord Kelvin e
    il fisico inglese James Prescott Joule avevano mostrato che un gas può
    essere  raffreddato  semplicemente  facendolo espandere e impedendo al
    calore di penetrarvi dall'esterno,  purché la temperatura iniziale sia
    abbastanza  bassa.  Dewar  raffreddò  quindi  idrogeno compresso a una
    temperatura di meno 200 gradi C in  un  recipiente  immerso  in  azoto
    liquido,  fece  espandere  e ulteriormente raffreddare questo idrogeno
    superfreddo  e  ripeté   più   volte   il   procedimento,   riportando
    ciclicamente  al  punto  di  partenza  l'idrogeno  tramite  dei  tubi.
    L'idrogeno compresso,  sottoposto a  questo  "effetto  Joule-Thomson",
    diventò  alla fine liquido a una temperatura di circa meno 240 gradi C
    (33 gradi K).  Dewar riuscì a ottenere idrogeno solido,  a temperature
    ancora inferiori.
    Per conservare questi liquidi a bassissima temperatura, Dewar escogitò
    degli  speciali vasi rivestiti d'argento,  a doppia parete,  nella cui
    intercapedine veniva fatto il vuoto;  il  calore  poteva  penetrare  o
    sfuggire   attraverso   il   vuoto   solo   mediante  il  processo  di
    irraggiamento,  un processo relativamente lento;  ma  il  rivestimento
    d'argento  rifletteva  la  radiazione  in  entrata  (e anche quella in
    uscita, eventualmente).  Questi "vasi Dewar" sono gli antenati diretti
    del familiare thermos.

    Il carburante per i razzi.

    Con l'avvento dei razzi, i gas liquefatti acquistarono improvvisamente
    un'importanza  del  tutto  nuova.  I  razzi  hanno bisogno di reazioni
    chimiche rapidissime,  che forniscano grandi quantità di  energia.  Il
    tipo  di  carburante  più idoneo è una combinazione di un combustibile
    liquido,   come  l'alcool  o  il  cherosene,   con  ossigeno  liquido;
    l'ossigeno  (o  un ossidante equivalente) deve esser presente comunque
    nel razzo,  perché esso,  abbandonando  l'atmosfera,  resta  privo  di
    qualsiasi  fonte  naturale  di  ossigeno.  In più,  tale ossigeno deve
    essere sotto forma liquida,  perché i liquidi hanno  densità  maggiore
    dei gas e quindi possono occupare uno spazio minore. Di conseguenza la
    missilistica ha creato una forte richiesta di ossigeno liquido.
    Il rendimento di una miscela di combustibile e di ossidante è misurato
    da  una  grandezza  nota come "impulso specifico": esso rappresenta la
    spinta,  espressa in chilogrammi,  prodotta  dalla  combustione  di  1
    chilogrammo  di  miscela combustibile-ossidante in 1 secondo.  Per una
    miscela di cherosene e ossigeno l'impulso specifico è pari a 242. Dato
    che il carico utile trasportabile da  un  razzo  dipende  dall'impulso
    specifico,   sono   state   ricercate  assiduamente  combinazioni  più
    efficienti. Da questo punto di vista, il combustibile liquido migliore
    che si conosca è l'idrogeno liquido.  Combinato con ossigeno  liquido,
    può  fornire  un  impulso  specifico  pari  a  350 circa.  Se al posto
    dell'ossigeno si potessero  usare  ozono  liquido  o  fluoro  liquido,
    l'impulso specifico potrebbe arrivare perfino a 370 circa.
    Alcuni  metalli  leggeri,   come  il  litio,  il  boro,  il  magnesio,
    l'alluminio  e,   in  particolare,   il  berillio,   combinandosi  con
    l'ossigeno  liberano  più  energia  di  quanto  non  faccia  lo stesso
    idrogeno.  Talune  di  queste  sostanze  sono  rare,  però,   e  tutte
    comportano  difficoltà  tecniche  nella  combustione  - difficoltà che
    hanno a che fare con il fumo, i depositi di ossidi e così via.
    Esistono inoltre combustibili solidi che contengono anche  l'ossidante
    (come  la  polvere  da  sparo,  che  è  stato il primo propellente per
    razzi). Questi combustibili vengono chiamati "monopropellenti", perché
    possono fare a meno di un ossidante a parte,  costituendo essi  stessi
    l'unico   propellente   necessario.   Quei   combustibili  che  invece
    richiedono  anche  l'ossidante  sono   chiamati   "bipropellenti".   I
    monopropellenti,  pur  essendo  facili da immagazzinare e maneggiare e
    bruciando in modo rapido ma controllato,  hanno l'inconveniente che il
    loro impulso specifico è assai inferiore a quello dei bipropellenti.
    Un'altra   possibilità   è   offerta  dall'idrogeno  atomico,   quello
    utilizzato da Langmuir nella sua fiamma ossidrica. Si è calcolato che,
    con un motore a razzo funzionante in base  alla  ricombinazione  degli
    atomi di idrogeno in molecole,  l'idrogeno atomico potrebbe sviluppare
    un impulso specifico superiore a 1300.  Il problema principale sta nel
    suo immagazzinamento.  Fino a oggi la soluzione migliore sembra quella
    di raffreddare molto rapidamente  e  drasticamente  gli  atomi  liberi
    subito dopo la loro formazione. Ricerche effettuate al National Bureau
    of  Standards  sembrano  mostrare  che gli atomi di idrogeno libero si
    conservano meglio se intrappolati in un materiale solido a temperature
    estremamente basse,  ad esempio in ossigeno o in  argo  congelati.  Se
    potessimo  dare  il  via  al  riscaldamento e all'evaporazione dei gas
    congelati semplicemente premendo un pulsante,  gli atomi  di  idrogeno
    sarebbero  liberati  e  si ricombinerebbero.  Se questo solido potesse
    contenere anche solo per  il  10  per  cento  del  suo  peso  idrogeno
    atomico,  disporremmo  di un combustibile nettamente superiore a tutti
    quelli in uso; ma, naturalmente,  occorrerebbe una temperatura davvero
    bassissima   -  considerevolmente  inferiore  a  quella  dell'idrogeno
    liquido. Questi solidi dovrebbero essere tenuti a circa meno 272 gradi
    C, cioè ad appena 1 grado sopra lo zero assoluto.
    Esiste  una  possibilità  completamente   diversa,   consistente   nel
    proiettare all'indietro della combustione fasci di ioni (anziché i gas
    di  scarico  del  carburante).   I  singoli  ioni,  di  massa  minima,
    produrrebbero impulsi  di  piccola  entità,  che  tuttavia  potrebbero
    durare per lunghi periodi.  Una nave spaziale messa in orbita mediante
    la spinta,  intensa ma di  breve  durata,  del  combustibile  chimico,
    potrebbe  in  seguito,  muovendosi  nello spazio praticamente privo di
    attriti,  accelerare lentamente grazie  all'impulso  prolungato  degli
    ioni,  fino  a raggiungere quasi la velocità della luce.  Il materiale
    più adatto per questa propulsione ionica è il cesio,  la  sostanza  in
    cui  si  può  indurre  più facilmente la perdita di elettroni,  con la
    formazione di ioni;  si potrebbero poi accelerare tali ioni  di  cesio
    con  un  campo  elettrico,  sparandoli  verso  l'esterno attraverso un
    ugello del razzo.

    Superconduttori e superfluidi.

    Ritorniamo  ora  al  mondo  delle  basse   temperature.   Neppure   la
    liquefazione  e  la  solidificazione  dell'idrogeno rappresentarono la
    vittoria finale. All'epoca in cui si ebbe ragione dell'idrogeno, erano
    stati scoperti i  gas  inerti,  il  più  leggero  dei  quali,  l'elio,
    opponeva  una  resistenza  ostinata  alla  liquefazione,   anche  alle
    temperature più basse allora raggiungibili. Poi,  nel 1908,  il fisico
    olandese  Heike  Kammerlingh  Onnes  riuscì  infine  ad aver la meglio
    sull'elio.  Egli spinse  ancora  oltre  il  metodo  di  Dewar.  Usando
    idrogeno  liquido,  raffreddò l'elio sotto pressione fino a circa meno
    255 gradi C (18 gradi K), poi lo fece espandere perché si raffreddasse
    ulteriormente;  in tal  modo  riuscì  a  liquefarlo.  Quindi,  facendo
    evaporare l'elio liquido,  scese fino alla temperatura a cui lo si può
    liquefare alla  pressione  atmosferica  normale  (4,2  gradi  K),  una
    temperatura  a cui "tutte" le altre sostanze sono solide,  e raggiunse
    addirittura la temperatura di 0,7 gradi K.  Per il  suo  lavoro  sulle
    basse  temperature,  Onnes ricevette il premio Nobel per la fisica nel
    1913. (Oggi la liquefazione dell'elio non è più un problema: nel 1947,
    il chimico americano Samuel Cornette Collins inventò  il  "criostato",
    una  macchina  che,  alternando  compressioni  a espansioni,  arriva a
    produrre fino a 9 litri di elio liquido all'ora.)
    Onnes fece però assai più che raggiungere un nuovo record nelle  basse
    temperature:  fu  il  primo  a  mostrare  che  la  materia  in  quelle
    condizioni esibisce proprietà uniche.  Una  di  tali  proprietà  è  lo
    strano  fenomeno detto "superconduttività".  Nel 1911,  Onnes studiava
    sperimentalmente la  resistenza  elettrica  del  mercurio  alle  basse
    temperature;   in   generale  ci  si  aspettava  che  tale  resistenza
    diminuisse  gradualmente  al  diminuire  della  temperatura,   perché,
    sottraendo  calore,  le  normali vibrazioni degli atomi del metallo si
    sarebbero ridotte.  Ma a 4,12 gradi  K  la  resistenza  elettrica  del
    mercurio   all'improvviso   scomparve   completamente!   Una  corrente
    elettrica vi scorreva attraverso senza perdere affatto  di  intensità.
    Ben  presto  si  scoprì  che si potevano rendere superconduttivi anche
    altri metalli.  Il piombo,  per esempio,  diventava superconduttore  a
    7,22 gradi K. Una corrente elettrica di parecchie centinaia di ampère,
    fatta  circolare  in  un anello di piombo mantenuto a tale temperatura
    per mezzo di elio liquido,  seguitò a circolare  nell'anello  per  due
    anni e mezzo,  senza che si potesse assolutamente notare un calo della
    sua intensità.
    Più si abbassavano le temperature,  più numerosi erano i  metalli  che
    andavano  ad  aggiungersi  all'elenco  dei superconduttori.  Lo stagno
    diventava superconduttore a 3,73 gradi K;  l'alluminio a 1,20 gradi K;
    l'uranio  a  0,8  gradi K;  il titanio a 0,53 gradi K;  l'afnio a 0,35
    gradi K.  (Oggi si conoscono 1400 tra elementi  e  leghe  diversi  che
    presentano la superconduttività.) Ma ferro, nichel, rame, oro, sodio e
    potassio  devono avere temperature di transizione ancora più basse - o
    forse non possono essere  resi  superconduttori  -  perché  non  hanno
    ancora  mostrato  tale comportamento alle temperature più basse finora
    raggiunte.  Il punto di transizione più alto trovato per  un  elemento
    metallico  è  quello  del  tecnezio,  che  diventa  superconduttore  a
    temperature inferiori a 11,2 gradi K.
    Un  liquido  con  bassa  temperatura  di  ebollizione  può  facilmente
    mantenere  a  tale  temperatura  le  sostanze  in  esso  immerse:  per
    raggiungere temperature ancora inferiori,  si deve ricorrere all'aiuto
    di un liquido con un punto di ebollizione ancora più basso. L'idrogeno
    liquido bolle a 20,4 gradi K,  e sarebbe della massima utilità trovare
    un superconduttore con una temperatura di transizione così alta:  solo
    allora   si   potrebbe   studiare   la  superconduttività  in  sistemi
    raffreddati  con  idrogeno  liquido.  In  mancanza  di  ciò,  si  deve
    ricorrere   all'uso   dell'unico   liquido  che  bolla  a  temperatura
    inferiore,  l'elio liquido  -  assai  più  raro,  più  costoso  e  più
    difficile  da  manipolare.  Alcune  leghe,  particolarmente quelle che
    contengono  il  metallo  niobio,   hanno  temperature  di  transizione
    superiori a quelle di qualsiasi metallo puro.  Infine,  nel 1968, si è
    trovata  una  lega  di  niobio,   alluminio  e  germanio  che  restava
    superconduttiva a 21 gradi K. Diventava così possibile - ma a malapena
    -   ottenere   la  superconduttività  alla  temperatura  dell'idrogeno
    liquido.
    Un'utile   applicazione   della    superconduttività    si    presenta
    immediatamente  in  relazione  al  magnetismo.   Facendo  passare  una
    corrente elettrica in una bobina avvolta intorno a un nucleo di  ferro
    si  ottiene  un  intenso campo magnetico: maggiore è l'intensità della
    corrente,  maggiore è  anche  quella  del  campo.  Purtroppo,  con  il
    crescere  dell'intensità  della  corrente,   cresce  anche  il  calore
    prodotto in condizioni ordinarie, il che pone limiti insuperabili.  In
    un  superconduttore,   invece,  l'elettricità  scorre  senza  produrre
    calore;  sembrerebbe quindi possibile immettere  sempre  più  corrente
    elettrica nella bobina, producendo "elettromagneti" di intensità senza
    precedenti,  e ciò spendendo solo una frazione dell'energia necessaria
    in condizioni ordinarie. Vi è, però, un ostacolo.
    La superconduttività implica infatti un'altra proprietà,  che riguarda
    il  magnetismo.  Quando una sostanza diventa superconduttiva,  diventa
    anche perfettamente "diamagnetica": cioè,  essa esclude  le  linee  di
    forza di un campo magnetico.  Questo fenomeno fu scoperto nel 1933 dal
    fisico tedesco Walther Meissner,  ed è  chiamato  "effetto  Meissner".
    Tuttavia,  se  il  campo magnetico è sufficientemente intenso,  si può
    annullare la  superconduttività  di  una  sostanza  e  con  essa  ogni
    speranza di supermagnetismo, anche a temperature assai al di sotto del
    punto  di  transizione.  E'  un  po'  come se,  una volta raggiunta la
    sufficiente  concentrazione  di  linee  di  forza,   alcune  di   esse
    riuscissero  a  penetrare  nella sostanza;  allora,  va persa anche la
    superconduttività.
    Si è cercato di trovare sostanze superconduttive capaci  di  tollerare
    intensi campi magnetici.  Esiste,  per esempio, una lega stagno-niobio
    che ha l'elevata temperatura di transizione di 18 gradi K,  e riesce a
    reggere  a  un  campo  magnetico  di 250 mila gauss,  il che è davvero
    molto.  Questo fatto fu scoperto nel 1954,  ma fu solo nel 1960 che si
    svilupparono tecniche capaci di ottenere dei fili conduttori da questa
    lega,  ordinariamente  fragile.  Ancora meglio funziona un composto di
    vanadio e gallio,  con il quale sono  stati  costruiti  elettromagneti
    superconduttori che raggiungono l'intensità di 500 mila gauss.
    Un altro sorprendente fenomeno proprio delle basse temperature è stato
    scoperto nello stesso elio: si tratta della "superfluidità".
    L'elio  è  l'unica  sostanza  nota  che  non congela neppure allo zero
    assoluto.  Anche allo zero assoluto,  resta un  piccolo  contenuto  di
    energia  irriducibile,  che non si può estrarre (pertanto il contenuto
    energetico è «zero» a tutti gli effetti pratici),  ma che  tuttavia  è
    sufficiente   per   mantenere   reciprocamente   liberi   gli   atomi,
    estremamente «poco viscosi» dell'elio, che pertanto resta liquido.  In
    realtà,  nel  1905,  il  fisico  tedesco  Hermann Walther Nernst aveva
    dimostrato che non è l'energia di un corpo che si riduce a  zero  allo
    zero  assoluto,  bensì  una  proprietà  a essa strettamente correlata,
    l'"entropia";  per questo lavoro Nernst ricevette nel 1920  il  premio
    Nobel per la chimica. Non intendo comunque affermare che l'elio solido
    non  possa esistere in nessuna condizione: nel 1926 esso fu prodotto a
    temperature inferiori a 1 gradi K,  con  una  pressione  di  circa  25
    atmosfere.
    Nel  1935,  Willem  Hendrik  Keesom,  che  era  riuscito a ottenere la
    solidificazione dell'elio, lavorando con la sorella A.  P.  Keesom nel
    laboratorio di Onnes a Leida,  scoprì che l'elio liquido a temperature
    inferiori a 2,2 gradi K conduce  il  calore  quasi  perfettamente.  Lo
    conduce  così  rapidamente  -  alla  velocità del suono - che tutte le
    parti dell'elio hanno sempre la stessa  temperatura.  L'elio  non  può
    bollire: infatti,  in tutti i liquidi ordinari, l'ebollizione è dovuta
    al formarsi di bolle di vapore in  zone  circoscritte  particolarmente
    calde;  ma  non  è  possibile  che  nell'elio  liquido si formino zone
    particolarmente calde (sempre che si possa parlare di  «caldo»  in  un
    liquido  sotto  i  2 gradi K).  Quando esso evapora,  semplicemente la
    parte superiore del liquido scivola via senza turbolenze  come  se  si
    staccasse, per così dire, a strati.
    Il  fisico  russo  Pëtr  Leonidovic'  Kapitza proseguì nello studio di
    questa proprietà e scoprì che la ragione per cui l'elio conduce  tanto
    bene  il  calore  è che esso è eccezionalmente fluido e trasferisce il
    calore   da   un   punto   all'altro   della   propria   massa   quasi
    istantaneamente,  con una velocità almeno 200 volte maggiore di quella
    del rame,  il miglior conduttore del calore dopo l'elio.  Esso fluisce
    ancora  meglio di un gas,  avendo una viscosità pari a un millesimo di
    quella dell'idrogeno gassoso;  sottilissime fessure da cui un gas  non
    filtra  lasciano  invece  fuoriuscire  l'elio.   Inoltre,  il  liquido
    superfluido forma una pellicola sul vetro,  scorrendovi sopra  con  la
    stessa  velocità con cui passa per un foro.  Se si pone un contenitore
    aperto pieno di elio liquido in un contenitore  più  grande,  riempito
    fino  a  un  livello  inferiore,  il liquido risale lungo la parete di
    vetro del primo contenitore, trabocca nel contenitore esterno,  finché
    i livelli nei due contenitori sono uguali.
    L'elio   è   l'unica   sostanza   che   presenta   il  fenomeno  della
    superfluidità.  Anzi,  l'elio superfluido si comporta in modo talmente
    differente da quello dell'elio stesso al di sopra dei 2,2 gradi K, che
    gli si è dato un nome apposito,  "elio secondo",  mentre si è chiamato
    "elio primo"  lo  stesso  elemento,  liquido,  al  di  sopra  di  tale
    temperatura.
    Dato che solo l'elio permette di studiare le temperature prossime allo
    zero assoluto,  esso ha acquistato grande importanza nella scienza sia
    pura sia applicata. L'atmosfera non ce ne può fornire grandi quantità:
    le fonti più importanti sono i pozzi di gas  naturale  in  cui  talora
    filtra dell'elio formatosi in seguito al decadimento dell'uranio e del
    torio  nella  crosta  terrestre.  Il  gas prodotto dal pozzo più ricco
    finora noto, nel Nuovo Messico, contiene il 7,5 per cento di elio.

    Criogenia.

    Stimolati dagli strani fenomeni  scoperti  in  prossimità  dello  zero
    assoluto,   naturalmente   i   fisici  hanno  fatto  ogni  sforzo  per
    avvicinarsi il  più  possibile  a  tale  limite,  allargando  le  loro
    conoscenze   di   quella   che   oggi   vien   chiamata   "criogenia".
    L'evaporazione  dell'elio  liquido  può,  in  particolari  condizioni,
    produrre  temperature  che si spingono fino a 0,5 gradi K.  (Detto per
    inciso,  a tali livelli,  per misurare le  temperature  si  ricorre  a
    metodi  speciali,  basati  sull'elettricità - per esempio si misura la
    corrente generata in una termocoppia, o la resistenza di un filo fatto
    di un metallo non  superconduttore,  o  i  mutamenti  delle  proprietà
    magnetiche,  o  anche  la  velocità  del suono nell'elio.  Misurare le
    temperature estremamente  basse  è  quasi  altrettanto  difficile  che
    raggiungerle.)   Si   sono   ottenute  temperature  significativamente
    inferiori a 0,5 gradi K mediante una tecnica  proposta  per  la  prima
    volta  nel  1925  dal fisico olandese Peter Joseph Wilhelm Debye.  Una
    "sostanza paramagnetica" (cioè una sostanza che concentra le linee  di
    forza  magnetiche) vien posta quasi a contatto con l'elio liquido,  da
    cui resta separato solo da elio gassoso,  e si porta la temperatura di
    tutto  il  sistema all'incirca a 1 grado K.  Poi si colloca il sistema
    all'interno  di  un  campo  magnetico.   Le  molecole  della  sostanza
    paramagnetica  si  dispongono  parallelamente  alle linee di forza del
    campo, cedendo nel contempo del calore,  che viene disperso attraverso
    un'ulteriore leggera evaporazione dell'elio circostante. Ora si toglie
    il   campo   magnetico:   le   molecole  paramagnetiche  si  orientano
    immediatamente in  modo  casuale;  per  passare  da  una  disposizione
    ordinata a una casuale,  le molecole devono assorbire calore,  l'unica
    fonte  del  quale  è  l'elio  liquido.   Pertanto  la  temperatura  di
    quest'ultimo scende ancora.
    Questo  processo  può  essere  ripetuto  più  volte,  e  ogni volta la
    temperatura dell'elio liquido si abbassa ulteriormente. Questa tecnica
    è stata perfezionata dal chimico americano  William  Francis  Giauque,
    che  per tali studi ricevette il premio Nobel per la chimica nel 1949.
    Si riuscì in tal modo a raggiungere,  nel  1957,  una  temperatura  di
    0,00002 gradi K.
    Nel 1962,  il fisico anglo-tedesco Heinz London e i suoi collaboratori
    proposero  un  nuovo  espediente  per  ottenere   temperature   ancora
    inferiori.  L'elio  si presenta in due varietà,  "elio 4" ed "elio 3",
    che solitamente si mescolano in modo perfetto;  ma se la temperatura è
    inferiore a circa 0,8 gradi K,  si separano: l'elio 3 forma uno strato
    al di sopra, ma una parte di esso resta al di sotto,  insieme all'elio
    4; è possibile fare in modo che questa porzione oscilli, attraversando
    in  su e in giù il confine tra i due strati,  e facendo abbassare ogni
    volta la temperatura,  analogamente a quanto avviene con i passaggi da
    liquido  a  vapore  di  un  refrigerante  ordinario,  come  il  freon.
    Apparecchi di raffreddamento basati su  questo  principio  sono  stati
    costruiti per la prima volta in Unione Sovietica nel 1965.
    Nel  1950,  il fisico russo Isaak Yakovievic' Pomerancuk aveva messo a
    punto  un  metodo  per  raggiungere  temperature  bassissime,  facendo
    ricorso  ad  altre  proprietà  dell'elio  3;  e già nel 1934 il fisico
    angloungherese Nicholas  Kurti  aveva  suggerito  l'uso  di  proprietà
    magnetiche  analoghe  a  quelle utilizzate da Giauque,  ma relative al
    nucleo dell'atomo (cioè alla sua struttura più interna),  e  non  agli
    atomi o alle molecole intesi globalmente.
    Con  queste  nuove  tecniche  sono  state raggiunte temperature fino a
    0,000001 gradi K.  Ora che i fisici si trovano a una  distanza  di  un
    milionesimo di grado dallo zero assoluto,  non potrebbero liberarsi di
    quel minimo di entropia residua, raggiungendo alfine l'obiettivo?
    La risposta è: no!  Lo  zero  assoluto  non  è  raggiungibile  -  come
    dimostrò  Nernst in uno studio sull'argomento che gli fruttò il premio
    Nobel,  e nel quale stabilì l'annullarsi dell'entropia di  un  sistema
    allo  zero  assoluto  ("terzo  principio  della  termodinamica").   In
    qualsiasi processo di abbassamento della temperatura si può  rimuovere
    solo parte dell'entropia;  in generale, sottrarre metà dell'entropia a
    un sistema risulta ugualmente difficile,  a prescindere da  quale  sia
    l'entropia totale.  Così, è altrettanto difficile passare da 300 gradi
    K (circa la temperatura  ambiente)  a  150  gradi  K  (più  freddo  di
    qualunque  temperatura  registrata nell'Antartide),  che passare da 20
    gradi K a 10 gradi K. Proseguendo,  è altrettanto difficile passare da
    10 gradi K a 5 gradi K che da 5 gradi K a 2,5 gradi K, e così via. Una
    volta  arrivati  a  un  milionesimo  di  grado  dallo  zero  assoluto,
    l'impresa di passare a mezzo milionesimo presenta le stesse difficoltà
    del passaggio da 300 gradi K a 150 gradi K, e, se ci si riuscisse,  lo
    stesso  varrebbe per scendere a un quarto di milionesimo,  e così via.
    Lo zero assoluto resta a distanza infinita,  per quanto possa sembrare
    di esserglisi avvicinati.
    Gli  stadi  finali  della  caccia  allo  zero  assoluto hanno comunque
    portato a uno  studio  più  approfondito  dell'elio  3,  una  sostanza
    estremamente rara.  L'elio di per sé non è affatto comune sulla terra;
    e, quando viene isolato, solo 13 atomi ogni dieci milioni sono di elio
    3, mentre i restanti sono di elio 4.
    L'atomo dell'elio 3 è un po' più semplice di quello  dell'elio  4;  la
    sua  massa  è  solo tre quarti di quella della varietà più comune.  Il
    punto di liquefazione dell'elio 3 è a 3,2 gradi K,  ben un grado sotto
    quello  dell'elio 4.  Ma c'è di più: in un primo tempo si credeva che,
    mentre l'elio 4 diventa superfluido  a  temperature  inferiori  a  2,2
    gradi K,  l'elio 3 (che ha una molecola meno simmetrica,  anche se più
    semplice) non mostrasse alcun segno di superfluidità. Ma non c'era che
    da insistere nei tentativi.  Nel 1972,  si  scoprì  che  l'elio  3  si
    trasforma in elio secondo superfluido a temperature inferiori a 0,0025
    gradi K.

    Alte pressioni.

    Uno  dei  nuovi  orizzonti  scientifici  aperti  dalle  ricerche sulla
    liquefazione dei gas era quello della produzione  di  alte  pressioni.
    Sembrava che,  sottoponendo a elevate pressioni varie forme di materia
    (non soltanto  i  gas),  si  sarebbero  potute  ottenere  informazioni
    fondamentali  sulla  natura  della materia,  nonché sull'interno della
    terra. A una profondità di 11 chilometri, per esempio,  la pressione è
    di  1000 atmosfere;  a 650 chilometri è di 200 mila atmosfere;  a 3200
    chilometri è di 1,4 milioni di atmosfere;  e al  centro  della  terra,
    alla  profondità di quasi 6400 chilometri,  essa raggiunge 3,5 milioni
    di atmosfere. (Naturalmente,  la terra è un pianeta piuttosto piccolo:
    le pressioni al centro di Saturno superano,  si pensa, i 50 milioni di
    atmosfere,  e quelle all'interno di Giove,  ancora più grande,  i  100
    milioni.)
    Il  massimo  ottenibile  in  laboratorio  nel diciannovesimo secolo si
    aggirava sulle 3000 atmosfere, raggiunte da Emile Hilaire Amagat negli
    anni ottanta.  Ma nel 1905 il fisico americano Percy Williams Bridgman
    cominciò  a  studiare  nuovi  metodi,  che  ben  presto  permisero  di
    raggiungere pressioni di 20 mila atmosfere,  facendo però scoppiare  i
    piccolissimi recipienti metallici usati nei suoi esperimenti.  Passato
    a materiali più resistenti,  egli riuscì a produrre pressioni di mezzo
    milione di atmosfere. Per il suo lavoro sulle alte pressioni ricevette
    il premio Nobel per la fisica nel 1946.
    Bridgman  riuscì  a  far  sì che,  sotto tali straordinarie pressioni,
    atomi e molecole assumessero configurazioni  di  maggior  compattezza,
    che  talora  venivano mantenute anche quando si toglieva la pressione.
    Per esempio, egli riuscì a convertire l'ordinario fosforo giallo,  che
    non  conduce  l'elettricità,  in  una  forma  di  fosforo  nero che la
    conduce.  Anche nell'acqua riuscì a produrre alterazioni sorprendenti.
    Mentre  il  ghiaccio ordinario ha densità inferiore all'acqua,  usando
    pressioni elevate Bridgman riuscì a  produrre  una  serie  di  ghiacci
    ("ghiaccio secondo", "ghiaccio terzo" e così via) che non solo avevano
    densità   maggiore   dell'acqua  liquida,   ma  restavano  ghiaccio  a
    temperature molto al di sopra del normale punto  di  congelamento.  Il
    ghiaccio  settimo  è  solido  a  temperature  superiori  al  punto  di
    ebollizione dell'acqua.
    Il termine "diamante" richiama alla mente l'impresa più suggestiva nel
    campo delle alte pressioni.  Il diamante,  come  è  noto,  è  carbonio
    cristallizzato,  come  lo  è la grafite.  Se un elemento esiste in due
    forme diverse,  tali forme vengono chiamate  "allotrope":  un  esempio
    eclatante è appunto costituito da diamante e grafite; un altro esempio
    importante  è  quello  dell'ozono e dell'ossigeno ordinario.  Un altro
    esempio ancora sono i già citati fosforo giallo e fosforo nero (esiste
    anche il fosforo rosso).
    L'aspetto e le proprietà degli allotropi possono differire molto, ed è
    in questo che la grafite e il  diamante  costituiscono  l'esempio  più
    stupefacente  di  allotropi - salvo,  forse,  quello del carbone e del
    diamante.  (Dal punto di vista chimico,  l'antracite  non  è  che  una
    versione difettosa della grafite.)
    Che  il  diamante  non  sia  altro  che  grafite  (o  carbone) con una
    differente organizzazione degli atomi appare, a prima vista, del tutto
    incredibile;   ma  la  natura  chimica  del  diamante  era  già  stata
    dimostrata  nel  1772 da Lavoisier e da alcuni altri chimici francesi:
    tutti insieme essi avevano acquistato un  diamante,  che  poi  avevano
    riscaldato  fino  a  una  temperatura  sufficiente  a  farlo bruciare,
    verificando che il gas prodotto era anidride carbonica.  In seguito il
    chimico  inglese  Smithson  Tennant mostrò che la quantità di anidride
    carbonica rilevata poteva essere prodotta soltanto se il diamante  era
    carbonio puro,  come la grafite; e nel 1799 il chimico francese Guyton
    de Morveau tagliò la testa al toro convertendo un diamante in un pezzo
    di grafite.
    Si trattava certamente di un'operazione  in  perdita;  ma  perché  non
    pensare  che la si potesse compiere in direzione opposta?  Il diamante
    ha una densità del 55 per cento  superiore  a  quella  della  grafite.
    Perché  non  mettere  sotto pressione la grafite,  costringendo i suoi
    atomi ad assumere la configurazione più compatta che  caratterizza  il
    diamante?
    Si  fecero  molti  tentativi;   e  diversi  sperimentatori,  come  gli
    alchimisti, riferirono di avere avuto successo.  L'episodio più famoso
    è quello di cui fu protagonista il chimico francese Ferdinand Frédéric
    Henri  Moissan,  che nel 1893 sciolse della grafite nella ghisa fusa e
    sostenne di aver trovato nella massa dei  piccoli  diamanti,  dopo  il
    raffreddamento;  si  trattava  in  prevalenza di piccoli oggetti neri,
    impuri: uno, però, era lungo quasi un millimetro e non era colorato. I
    risultati raggiunti da Moissan furono perlopiù accettati come  validi,
    e  si  ritenne  a  lungo  che  egli  avesse  fabbricato  dei  diamanti
    sintetici;  nessuno,  però,  riuscì mai a ripetere con successo il suo
    esperimento.
    La  caccia  al  diamante  sintetico  ebbe  anche  dei  risultati utili
    collaterali: nel 1891 l'inventore americano Edward  Goodrich  Acheson,
    riscaldando  della  grafite  in  condizioni che riteneva adatte per il
    formarsi di diamanti, si imbatté casualmente nel carburo di silicio, a
    cui diede il nome commerciale di  carborundum.  Esso  si  dimostrò  la
    sostanza più dura fra tutte quelle note,  salvo il diamante,  e fin da
    allora è stato largamente usato come abrasivo -  cioè,  per  molare  e
    levigare.
    L'efficienza di un abrasivo dipende dalla sua durezza. Un abrasivo può
    levigare  o molare sostanze aventi una durezza inferiore alla propria;
    sotto questo aspetto,  il diamante è la sostanza più  adatta,  essendo
    quella  di durezza massima.  Generalmente la durezza viene misurata in
    riferimento alla "scala di Mohs", introdotta dal mineralogista tedesco
    Friedrich Mohs nel 1818; tale scala va da 1 a 10,  e assegna il numero
    1  al talco e il 10 al diamante.  Un minerale con una durezza definita
    da  un  dato  numero  della  scala  può  scalfire  tutti  i   minerali
    contrassegnati  nella  medesima  scala  da  un  numero  inferiore.  Il
    carborundum ha durezza 9.  Le suddivisioni della  scala  di  Mohs  non
    sono, però, equivalenti: su una scala lineare la differenza di durezza
    tra 10 (diamante) e 9 (carborundum) è quadrupla della differenza tra 9
    (carborundum) e 1 (talco).
    Non  è  difficile  capire  il  perché delle differenti durezze.  Nella
    grafite,  gli atomi di carbonio sono disposti in strati,  in  ciascuno
    dei quali essi sono ordinati in esagoni a mosaico,  come le piastrelle
    del pavimento di una stanza da bagno.  Ogni atomo di carbonio è legato
    ad altri tre in ugual modo;  e, poiché l'atomo del carbonio è piccolo,
    gli atomi contigui si trovano vicini tra loro e  strettamente  legati.
    E'  difficile  strappar  via  una  di  queste tessere esagonali,  ma è
    abbastanza facile spezzare il mosaico,  data la sua sottigliezza.  Gli
    strati   di   questo  mosaico  sono  piuttosto  distanziati  in  senso
    verticale;  vi è così  un  debole  legame  tra  uno  strato  e  quello
    sovrastante  o  sottostante:  è  dunque facile far scorrere uno strato
    sull'altro.   Per  tale  ragione,   la  grafite  non  soltanto  non  è
    particolarmente dura, ma anzi può essere usata come lubrificante.
    Invece,  in  un  diamante  gli atomi di carbonio sono disposti con una
    simmetria tridimensionale assoluta.  Ogni atomo di carbonio è legato a
    quattro  altri atomi a distanze uguali;  ciascuno dei quattro si trova
    infatti a un vertice di un tetraedro,  al cui centro si trova  l'atomo
    di carbonio considerato.  E' una disposizione molto compatta, ed è per
    questo che il diamante è considerevolmente più  denso  della  grafite;
    non  è possibile spezzarlo in alcuna direzione,  a meno di usare forze
    eccezionali.    Esistono   altri   atomi   capaci   di   assumere   la
    "configurazione  del  diamante";  ma  l'atomo  del  carbonio  è il più
    piccolo di tutti,  ed è quello che  forma  i  legami  più  resistenti.
    Pertanto  il  diamante  è  più  duro di qualsiasi altra sostanza nelle
    condizioni esistenti alla superficie della terra.
    Nel carburo di silicio,  metà degli atomi di carbonio sono  sostituiti
    da  atomi di silicio,  ed essendo questi molto più grandi di quelli di
    carbonio,  non stanno così vicini a quelli contigui e hanno legami più
    deboli.  E' per questo che il carburo di silicio non ha la durezza del
    diamante (pur essendo  abbastanza  duro  per  essere  utile  in  molte
    applicazioni).
    Nelle  condizioni  che  prevalgono  alla  superficie  della terra,  la
    disposizione degli atomi di carbonio nella grafite è  più  stabile  di
    quella  esistente  nel  diamante,  così  che quest'ultimo ha una certa
    tendenza a trasformarsi spontaneamente in grafite.  Non  c'è  comunque
    pericolo di svegliarsi una mattina e scoprire che il proprio magnifico
    anello con diamante ha perso il suo valore durante la notte: gli atomi
    di  carbonio,  anche  nella  loro  disposizione  instabile,  sono così
    strettamente legati che ci vorrebbero molti  milioni  di  anni  perché
    questo potesse avvenire.
    Tale differenza di stabilità rende ancora più difficile trasformare la
    grafite  in  diamante.  Fu  soltanto  negli  anni trenta che i chimici
    riuscirono  finalmente  a  calcolare  le  pressioni   necessarie   per
    convertire  la  grafite  in  diamante.  Si  scoprì  che la conversione
    richiedeva una pressione di almeno 10 mila  atmosfere,  e  anche  così
    sarebbe  stata  incredibilmente  lenta.  Elevando  la  temperatura  si
    sarebbe accelerata la  conversione,  ma  allora  si  sarebbero  dovute
    aumentare anche le pressioni esercitate. A 1500 gradi C, sarebbe stata
    necessaria  una  pressione  di  almeno  30  mila atmosfere.  Tutto ciò
    dimostrava che Moissan e i suoi contemporanei, nelle condizioni in cui
    avevano operato, non potevano aver prodotto dei diamanti più di quanto
    gli alchimisti avessero potuto  produrre  dell'oro.  (C'è  ragione  di
    pensare  che Moissan sia stato in realtà vittima di un suo assistente,
    il quale, stufo dei tediosi esperimenti,  avrebbe deciso di porvi fine
    introducendo un diamante vero nella miscela di ghisa e grafite.)
    Avvalendosi  del lavoro pionieristico di Bridgman nel campo delle alte
    temperature e pressioni,  alcuni  scienziati  della  General  Electric
    Company  riuscirono  infine a compiere l'impresa nel 1955,  producendo
    pressioni di 100 mila  atmosfere  e  più  insieme  a  temperature  che
    raggiungevano  i  2500  gradi  C.  Inoltre  essi  usarono  una piccola
    quantità di un metallo come il cromo per formare una pellicola liquida
    che attraversava la grafite: fu proprio su tale pellicola che  avvenne
    la  conversione  della  grafite  in  diamante.  Nel  1962  si poterono
    raggiungere una pressione di 200 mila atmosfere e una  temperatura  di
    5000  gradi  C:  in  tali  condizioni  la  grafite  venne direttamente
    convertita in diamante, senza il ricorso a un catalizzatore.
    I diamanti sintetici sono troppo  piccoli  e  pieni  di  impurità  per
    essere usati come gemme, ma oggi vengono prodotti su scala industriale
    come  abrasivi  e  per arnesi da taglio;  anzi,  sono il materiale più
    usato  a  tale  scopo.   Qualche  anno  fa  si   riuscì   a   produrre
    occasionalmente un piccolo diamante avente la qualità di una gemma.
    Un  prodotto più recente ottenuto con un trattamento dello stesso tipo
    può integrare  l'uso  del  diamante:  un  composto  di  boro  e  azoto
    ("nitruro  di  boro") ha proprietà molto simili a quelle della grafite
    (con la differenza che è bianco, mentre la grafite è nera). Sottoposto
    alle stesse condizioni di pressione e temperatura  che  convertono  la
    grafite  in  diamante,  anche  il  nitruro  di boro subisce un'analoga
    conversione: i suoi atomi,  che prima avevano la  disposizione  tipica
    dei  cristalli  della grafite,  assumono ora una disposizione simile a
    quella del diamante;  esso viene  chiamato,  in  questa  nuova  forma,
    "borazone".   Tale   sostanza  ha  durezza  quadrupla  di  quella  del
    carborundum,  e inoltre  offre  il  grande  vantaggio  di  essere  più
    resistente  al calore.  A una temperatura di 900 gradi C,  il diamante
    brucia, mentre il borazone resta immutato.
    Il boro ha un elettrone in meno del carbonio: l'azoto, un elettrone in
    più. I due, combinati alternativamente, producono una situazione molto
    simile alla disposizione carbonio-carbonio,  ma  con  qualche  leggero
    scarto  rispetto  alla  simmetria  perfetta  riscontrata nel diamante.
    Pertanto il nitruro di boro non ha la stessa durezza del diamante.
    Il lavoro di Bridgman sulle alte pressioni  non  costituisce  l'ultima
    parola in materia,  naturalmente. All'inizio degli anni ottanta, Peter
    M.  Bell della Carnegie Institution fece uso di una macchina capace di
    comprimere  dei  materiali  tra due diamanti,  riuscendo a raggiungere
    pressioni di 1milione 500 mila atmosfere, più dei due quinti di quella
    esistente al centro della terra.  Bell ritiene che sia possibile,  con
    tale strumento,  raggiungere i 17 milioni di atmosfere,  prima che gli
    stessi diamanti cedano.
    All'Istituto di Tecnologia della California (CalTech) sono state usate
    onde d'urto per produrre pressioni istantanee ancora superiori - forse
    fino a 75 milioni di atmosfere.

    I METALLI.
    La maggior parte degli elementi della tavola periodica  sono  metalli.
    In  realtà  solo  una  ventina  degli  oltre 100 elementi della tavola
    possono essere considerati decisamente non metallici. Eppure l'uso dei
    metalli è iniziato  relativamente  tardi  nella  storia  della  specie
    umana;  una  delle  ragioni  è che gli elementi metallici,  salvo rare
    eccezioni, in natura si trovano combinati con altri elementi,  e non è
    facile riconoscerli ed estrarli.  I popoli primitivi facevano uso,  ai
    primordi, solo di materiali che potessero essere trattati con tecniche
    semplici,  cioè che potessero essere incisi,  scheggiati,  tagliati  e
    levigati;  i  materiali  usati  si  limitavano quindi alle ossa,  alle
    pietre e al legno.
    Forse i  popoli  primitivi  hanno  fatto  la  conoscenza  dei  metalli
    attraverso la scoperta di meteoriti,  o di piccole pepite d'oro,  o di
    rame metallico rinvenuto nelle ceneri di fuochi  accesi  sopra  pietre
    che  contenevano dei minerali di rame.  Comunque siano andate le cose,
    quei primitivi che furono abbastanza curiosi (e abbastanza  fortunati)
    da  trovare  queste  strane nuove sostanze e da andare alla ricerca di
    modi per trattarle,  se ne trovarono molto  avvantaggiati.  Una  delle
    differenze  tra  i  metalli  e  le  pietre  è  il  fatto  che i primi,
    strofinati,  acquistano un  luccichio  gradevole;  inoltre  i  metalli
    possono essere ridotti in lamine o tirati in fili. Possono essere fusi
    e  versati  in uno stampo dove solidificano.  I metalli sono molto più
    belli e molto più  versatili  delle  pietre,  e  come  ornamenti  sono
    l'ideale. Probabilmente l'utilizzazione dei metalli negli ornamenti ha
    preceduto di molto qualsiasi altro uso.
    In virtù della loro rarità, del loro aspetto attraente e del fatto che
    non  si  alterano  con  il  tempo,  questi metalli furono apprezzati e
    barattati,  finché divennero un  vero  e  proprio  mezzo  di  scambio.
    Originariamente  i  pezzi  di  metallo (oro,  argento o rame) dovevano
    essere pesati a ogni transazione commerciale,  ma verso il 700  avanti
    Cristo, nel regno di Lidia, in Asia Minore, e nell'isola di Egina, nel
    mar   Egeo,   vennero   messi   in  circolazione  dei  pesi  metallici
    standardizzati recanti un contrassegno del  governo  ufficiale.  E  le
    monete non ci hanno più abbandonato fino ai nostri giorni.
    Il  fatto  che  più  di  tutto  il resto diede valore ai metalli fu la
    scoperta che  con  alcuni  di  essi  si  potevano  ottenere  lame  più
    taglienti  di quelle ottenute lavorando la pietra,  e che tali lame si
    mantenevano affilate anche in condizioni in cui un'ascia di pietra  si
    sarebbe  rovinata.  Inoltre  il  metallo  era resistente: un colpo che
    avrebbe mandato in pezzi un bastone di legno o frantumato un'ascia  di
    pietra  si  limitava  a  deformare leggermente un oggetto metallico di
    forma simile.  Questi vantaggi compensavano abbondantemente  il  fatto
    che  il  metallo è più pesante della pietra e meno facile da trovare e
    da trattare.
    Il primo metallo ottenuto in quantità significative fu  il  rame,  che
    era di uso comune già attorno al 4000 avanti Cristo. Da solo il rame è
    troppo   poco   resistente  per  poterne  fabbricare  armi  o  corazze
    soddisfacenti (benché se ne possano ricavare graziosi  ornamenti),  ma
    esso si trovava spesso in lega con un poco di arsenico o di antimonio,
    il che dava come risultato una sostanza più dura del metallo puro. Più
    tardi  furono  probabilmente  trovati minerali di rame che contenevano
    dello   stagno:   la   lega   rame-stagno,   cioè   il   bronzo,   era
    sufficientemente  dura  per  consentirne  l'uso nella fabbricazione di
    armi.  Gli uomini impararono ben presto ad aggiungere di proposito  lo
    stagno  al  rame: l'Età del bronzo sostituì l'Età del rame in Egitto e
    nell'Asia occidentale verso  il  3000  avanti  Cristo,  e  nell'Europa
    sudorientale verso il 2000 avanti Cristo.  L'"Iliade" e l'"Odissea" di
    Omero hanno immortalato quella fase dell'evoluzione della civiltà.
    Il ferro era noto fin da quando era noto il bronzo,  ma i meteoriti ne
    furono  a  lungo  l'unica  fonte.  Esso  rimase  soltanto  un  metallo
    prezioso,  limitato  a  qualche  uso  sporadico,   fino  a  quando  si
    scoprirono  delle tecniche per estrarne quantità illimitate fondendo i
    minerali ferrosi.  La difficoltà  stava  nel  lavorare  con  fuochi  a
    temperature molto elevate e nel trovare il modo di aggiungere carbonio
    al  ferro  per indurirlo fino a ottenere quello che noi oggi chiamiamo
    "acciaio". La fusione del ferro ebbe inizio in qualche punto dell'Asia
    Minore verso il 1400 avanti Cristo e si sviluppò e diffuse lentamente.
    Un esercito munito di armi di ferro era in  grado  di  sbaragliare  un
    esercito  con  armi  di bronzo,  perché le spade di ferro riuscivano a
    forare gli scudi e le armature di bronzo. Gli ittiti,  in Asia Minore,
    furono i primi a usare comunemente armi di ferro,  e infatti godettero
    di un periodo di egemonia nell'Asia occidentale. In seguito gli assiri
    succedettero agli ittiti.  Nell'800  avanti  Cristo  essi  avevano  un
    esercito  completamente  attrezzato  con  armi  di ferro,  destinato a
    dominare sull'Asia occidentale e sull'Egitto per due secoli  e  mezzo.
    All'incirca  in  quella  stessa epoca i dori portarono in Europa l'Età
    del ferro,  invadendo la Grecia e sconfiggendo gli achei,  che avevano
    commesso l'errore di arrestarsi all'Età del bronzo.

    Ferro e acciaio.

    Il  ferro  si  ottiene  essenzialmente  riscaldando  minerale di ferro
    (solitamente un ossido ferrico) con carbonio.  Gli atomi  di  carbonio
    sottraggono  l'ossigeno  all'ossido  ferrico,  lasciando  come residuo
    ferro  puro.   Nell'antichità  venivano  usate  temperature  che   non
    arrivavano  a fondere il ferro,  e il prodotto ottenuto era un metallo
    resistente che poteva essere lavorato per dargli la forma  voluta  con
    il  martello  -  ottenendo  cioè  quello  che  viene  chiamato  "ferro
    battuto". La metallurgia del ferro su scala più vasta ebbe inizio solo
    nel Medioevo,  allorché si  fabbricarono  fornaci  speciali,  dove  si
    ottenevano  temperature  abbastanza  alte da fondere il ferro.  Allora
    divenne possibile anche versare in stampi il ferro fuso,  che prese il
    nome di "ghisa". Quest'ultima era assai meno costosa del ferro battuto
    ed  era  anche  molto  più  dura,  ma  era fragile e non poteva essere
    lavorata col martello.  L'aumento della domanda  di  ferro  nelle  due
    forme contribuì, tra l'altro, al diboscamento dell'Inghilterra, le cui
    foreste  venivano  consumate  per rifornire di legna le fornaci per la
    fusione del ferro.  In seguito,  nel  1780,  l'inglese  Abraham  Darby
    mostrò  che  il  "coke"  andava altrettanto bene,  se non meglio,  del
    "carbone di legna",  e lo sfruttamento delle foreste  a  questo  scopo
    cessò:  cominciò  allora  il  predominio  del  carbone  come  fonte di
    energia, durato poi per più di un secolo.
    Si dovette  arrivare  alla  fine  del  diciottesimo  secolo  perché  i
    chimici,  grazie al fisico francese René Antoine Ferchault de Réaumur,
    comprendessero  finalmente  che  era  il  contenuto  di   carbonio   a
    determinare la tenacità e la durezza del ferro. Per elevare al massimo
    queste proprietà, il contenuto di carbonio deve essere compreso tra lo
    0,2  e  1'1,5  per cento;  si ottiene allora un acciaio più duro e più
    tenace,  e in generale più resistente,  sia della ghisa che del  ferro
    battuto.  Fino alla metà del diciannovesimo secolo, però, per ottenere
    acciaio di alta qualità si doveva ricorrere al complesso  procedimento
    consistente  nell'aggiungere  l'esatta  quantità  di carbonio al ferro
    battuto (già di per se stesso piuttosto  costoso).  L'acciaio  restava
    così  un  materiale  di  lusso,  usato  solo  quando  non lo si poteva
    sostituire con altro materiale - come nel caso  delle  spade  e  delle
    molle.
    L'Età  dell'acciaio  venne  inaugurata da un ingegnere inglese,  Henry
    Bessemer.  Egli si interessava originariamente di cannoni e proiettili
    e  aveva  inventato  un  sistema  di  rigatura  della canna che doveva
    consentire al cannone di sparare con maggior precisione e  a  maggiore
    distanza. Napoleone Terzo di Francia si interessò alla cosa e offrì un
    finanziamento  per  portare  avanti gli esperimenti;  ma un esperto di
    balistica  francese  troncò   l'iniziativa   facendo   osservare   che
    l'esplosione  propulsiva  a  cui  pensava  Bessemer avrebbe mandato in
    pezzi i cannoni,  che a quei tempi erano  fatti  di  ghisa.  Bessemer,
    assai  contrariato,  decise  di  dedicarsi al problema di ottenere del
    ferro più resistente.  Non sapendo nulla di metallurgia,  egli era  in
    grado  di  affrontare  la  questione  con  la  mente  libera  da  idee
    precostituite.  La ghisa era fragile a  causa  del  suo  contenuto  di
    carbonio;  il  problema  era  dunque  di  ridurre  la  percentuale  di
    carbonio.
    Perché,  allora,  non insufflare un getto d'aria nel ferro durante  la
    fusione,  in modo da bruciare tutto il carbonio?  Sulle prime sembrava
    un'idea assurda.  Si poteva pensare che l'aria avrebbe raffreddato  il
    metallo  fuso  facendolo  solidificare.  Bessemer ad ogni modo fece la
    prova e scoprì che era vero proprio il contrario: l'aria, bruciando il
    carbonio,  forniva  calore,  e  la  temperatura  del  ferro,   anziché
    scendere,  aumentava. Il carbonio bruciava regolarmente. In condizioni
    adeguatamente  controllate,   si  poteva  produrre  acciaio  in   gran
    quantità, a un costo relativamente basso.
    Nel  1856 Bessemer presentò il suo "altoforno".  I produttori di ferro
    adottarono questo metodo con entusiasmo,  ma lo abbandonarono  subito,
    quando  scoprirono  con  disappunto che l'acciaio così ottenuto era di
    qualità inferiore. Bessemer,  accortosi che il minerale di ferro usato
    dall'industria  conteneva  fosforo  (che  invece  non  c'era  nei suoi
    campioni),  tentò di far capire agli  industriali  che  era  stato  il
    fosforo  a  tradirli,  ma  essi  non  vollero correre il rischio di un
    secondo insuccesso. Bessemer fu costretto a indebitarsi per mettere in
    piedi un proprio impianto siderurgico a  Sheffield.  Importando  dalla
    Svezia  minerale  di  ferro  privo di fosforo,  riuscì in poco tempo a
    produrre  acciaio  a  un  prezzo  assai  inferiore  a   quello   della
    concorrenza.
    Nel  1875,  il metallurgista britannico Sidney Gilchrist Thomas scoprì
    che,  rivestendo l'interno del forno di calce e  magnesia,  si  poteva
    facilmente eliminare il fosforo dal ferro fuso.  Dopo questa scoperta,
    fu possibile usare  pressoché  qualsiasi  minerale  di  ferro  per  la
    produzione dell'acciaio.  Nel frattempo,  nel 1868, l'inventore anglo-
    tedesco Karl Wilhelm Siemens elaborò un metodo, oggi chiamato processo
    Martin-Siemens,  in  cui  viene  riscaldata  ghisa  grezza  insieme  a
    minerali di ferro, riuscendo anche in tal modo a tener sotto controllo
    il contenuto di fosforo.
    A questo punto l'Età dell'acciaio poté davvero iniziare. Non si tratta
    di un semplice modo di dire: senza l'acciaio,  i grattacieli,  i ponti
    sospesi,  le grandi navi,  le ferrovie  e  tante  altre  realizzazioni
    moderne  sarebbero stati quasi inconcepibili;  anche oggi,  nonostante
    che molti altri metalli siano entrati  nell'uso,  l'acciaio  resta  il
    metallo   preferito  per  una  grandissima  quantità  di  applicazioni
    quotidiane, dalle carrozzerie delle automobili ai coltelli.
    (Naturalmente è sbagliato pensare che un qualsiasi  progresso  sia  in
    grado   di   modificare   in   maniera  radicale  il  modo  di  vivere
    dell'umanità.  Mutamenti di questo genere sono sempre il risultato  di
    un  complesso  di  progressi  dalle  molteplici  interrelazioni.   Per
    esempio,  tutto l'acciaio del  mondo  non  avrebbe  reso  possibili  i
    grattacieli senza un'altra invenzione troppo spesso data per scontata,
    quella  dell'ascensore.  Nel  1861 l'inventore americano Elisha Graves
    Otis brevettò un ascensore idraulico;  e nel 1889 la  società  da  lui
    fondata   installò   i   primi  ascensori  elettrici  in  un  edificio
    commerciale di New York.)
    Quando l'acciaio, non più tanto costoso, si fu ampiamente diffuso,  si
    poté sperimentare l'aggiunta di altri metalli ("acciaio legato"),  per
    migliorarlo ulteriormente.  Il  metallurgista  inglese  Robert  Abbott
    Hadfield  fu un pioniere in questo senso.  Nel 1882,  egli scoprì che,
    aggiungendo manganese all'acciaio nella misura del 13  per  cento,  si
    otteneva una lega più dura,  che poteva essere usata per fabbricare il
    macchinario destinato a compiti particolarmente violenti,  come quello
    di frantumare la roccia.  Nel 1900,  si scoprì che una lega di acciaio
    contenente tungsteno e cromo  conservava  la  sua  durezza  alle  alte
    temperature,  anche  quando  si  arroventava;  questa lega si dimostrò
    molto utile per gli utensili destinati a lavorare a  grande  velocità.
    Oggi  esistono  innumerevoli  altre  leghe  di acciaio destinate a usi
    speciali,  che contengono metalli come il  molibdeno,  il  nichel,  il
    cobalto e il vanadio.
    Il  problema  più  serio  è  la  facilità  con  cui  l'acciaio subisce
    l'ossidazione - un processo che riporta il ferro allo stato grezzo che
    aveva nel minerale da cui è stato estratto.  Un  modo  per  combattere
    questo inconveniente consiste nel proteggere l'acciaio verniciandolo o
    rivestendolo  con  un  metallo  meno esposto alla corrosione - come il
    nichel,  il cromo,  il cadmio o lo  stagno.  Un  metodo  più  efficace
    consiste  nel  formare  una  lega  che  non  si ossidi.  Nel 1913,  il
    metallurgista inglese Harry Brearley scoprì casualmente una  lega  del
    genere,   mentre   stava   cercando   di  realizzare  leghe  d'acciaio
    particolarmente adatte per  le  canne  delle  armi  da  fuoco.  Tra  i
    campioni  che  scartò  come  inadatti vi era una lega di nichel-cromo;
    alcuni mesi dopo,  gli capitò di  osservare  che,  nel  mucchio  degli
    scarti,  i  rottami  di  questa lega erano ancora lucenti,  mentre gli
    altri erano arrugginiti.  Era la nascita dell'"acciaio  inossidabile",
    che,  pur  essendo  troppo  poco duro e troppo costoso per venir usato
    nelle costruzioni su larga scala, serve mirabilmente nella coltelleria
    e in piccoli apparecchi in cui il  fatto  di  non  arrugginire  è  più
    importante della durezza.
    Dato  che nel mondo si spende,  con scarso successo,  qualcosa come un
    miliardo di dollari all'anno per  cercare  di  evitare  la  corrosione
    dell'acciaio  e  del  ferro,  la  ricerca  di  un prodotto antiruggine
    universale  procede  senza  sosta;   una  scoperta  recente  piuttosto
    interessante  è  quella  che  i "pertecnetati" (composti del tecnezio)
    proteggono il ferro dalla ruggine.  Naturalmente questo elemento raro,
    prodotto  in  laboratorio,  non  potrà  forse mai essere utilizzato su
    vasta scala;  tuttavia  esso  costituisce  un  prezioso  strumento  di
    ricerca.  La  sua  radioattività  consente  ai  chimici di seguirne le
    sorti, osservando cosa gli accade sulla superficie del ferro.
    Una  delle  proprietà  più  utili   del   ferro   è   il   suo   forte
    ferromagnetismo; lo stesso ferro è un esempio di "magnete dolce": esso
    si  magnetizza  facilmente  sotto  l'azione  di  un  campo elettrico o
    magnetico - cioè i suoi domini magnetici  (vedi  capitolo  quinto)  si
    allineano  facilmente.  Inoltre  si  smagnetizza  facilmente quando il
    campo si annulla:  i  suoi  domini  riprendono  allora  l'orientamento
    casuale.  Questa  rapida perdita del magnetismo può essere utile,  per
    esempio nelle  elettrocalamite,  in  cui  il  nucleo  di  ferro  viene
    magnetizzato  facilmente  quando si fa passare la corrente,  mentre la
    possibilità di smagnetizzarlo con altrettanta  facilità  togliendo  la
    corrente è più problematica.
    Dopo  la seconda guerra mondiale è stata sviluppata una seconda classe
    di magneti dolci,  le "ferriti",  di cui sono  esempi  la  ferrite  di
    nichel  (NiFe2O4)  e  la  ferrite  di  manganese (MnFe2O4),  usate nei
    computer come elementi che devono acquistare o perdere  il  magnetismo
    con la massima facilità e rapidità.
    I  "magneti  duri",  invece,  i cui domini sono difficili da orientare
    oppure   da   disordinare   una   volta   orientati,   conservano   la
    magnetizzazione  a  lungo  dopo  averla acquisita.  Fra gli esempi più
    comuni vi sono varie leghe di acciaio;  sono però risultate dotate  di
    questa proprietà alcune leghe che non contengono ferro o ne contengono
    assai poco.  L'esempio più noto è l'"alnico",  scoperto nel 1931,  una
    varietà del quale è fatta di alluminio,  nichel e cobalto  (dalle  cui
    sillabe iniziali deriva il nome della lega),  più una piccola quantità
    di rame.
    Negli anni cinquanta sono state sviluppate tecniche basate sull'uso di
    ferro polverizzato,  le cui particelle sono così piccole da ridursi  a
    singoli  domini.  Tali domini possono essere orientati in una sostanza
    plastica fusa,  che poi viene solidificata,  in modo da  mantenere  il
    loro  orientamento.  Questi  "magneti  plastici"  sono molto facili da
    sagomare e da stampare,  ma possono anche  essere  resi  adeguatamente
    resistenti.

    I nuovi metalli.

    Negli  ultimi  decenni abbiamo visto venire alla ribalta nuovi metalli
    estremamente utili - alcuni dei quali erano inutilizzati o addirittura
    sconosciuti fino a un secolo fa,  e in certi  casi  fino  alla  nostra
    generazione.  L'esempio  più  impressionante  è quello dell'alluminio.
    L'alluminio è il più comune tra i metalli  -  del  60  per  cento  più
    abbondante del ferro ma è anche estremamente difficile da estrarre dai
    minerali che lo contengono. Nel 1825 Hans Christian Oersted (che aveva
    scoperto  il  legame  tra elettricità e magnetismo) separò una piccola
    quantità di alluminio  impuro.  In  seguito  molti  chimici  cercarono
    inutilmente  di  purificare  il  metallo,  finché  nel 1854 il chimico
    francese Henri Etienne Sainte-Claire Deville ideò finalmente un metodo
    per ottenere alluminio puro in quantità significative.  L'alluminio  è
    chimicamente  tanto  attivo  che  egli  dovette  usare sodio metallico
    (ancora più attivo) per spezzare il legame tra l'alluminio e gli atomi
    vicini.  Per un certo periodo l'alluminio fu venduto a circa  duecento
    dollari  al chilo,  il che ne faceva praticamente un metallo prezioso.
    Napoleone Terzo era appassionato di  posaterie  di  alluminio  e  fece
    fabbricare  un  sonaglio  dello  stesso metallo per il figlioletto;  e
    negli Stati Uniti,  come segno della grandissima stima  della  nazione
    per  George  Washington,  il monumento in suo onore venne rivestito di
    uno spesso strato di alluminio nel 1885.
    Nel  1886,  Charles  Martin  Hall,  un  giovane  studente  di  chimica
    dell'Oberlin  College,  rimase  talmente impressionato dall'asserzione
    del suo professore - chi avesse scoperto un  metodo  poco  costoso  di
    produzione  dell'alluminio  avrebbe  fatto una fortuna - che decise di
    cimentarsi in tale impresa.  In un  laboratorio  casalingo  realizzato
    nella  legnaia,  Hall  si  accinse  a  mettere  in pratica la ben nota
    scoperta di Humphry Davy che una corrente elettrica,  attraversando un
    metallo fuso, ne separa degli ioni che si depositano sul catodo. Nella
    sua ricerca di un materiale capace di sciogliere l'alluminio,  Hall si
    imbatté nella  "criolite",  un  minerale  che  si  trova  in  quantità
    notevoli  solo  in  Groenlandia.  (Oggi esiste la criolite sintetica.)
    Hall disciolse l'ossido di alluminio nella criolite,  fece fondere  la
    miscela,  e  la  fece  attraversare  da  una corrente elettrica.  Come
    previsto,  sul  catodo  si  raccolse  dell'alluminio  puro.   Hall  si
    precipitò  dal suo professore con i primi lingotti del metallo.  (Oggi
    essi sono conservati religiosamente presso  la  Aluminium  Company  of
    America.)
    Come  spesso  accade,  nello  stesso anno un giovane chimico francese,
    Paul Louis Toussaint Héroult,  che era esattamente  coetaneo  di  Hall
    (aveva ventidue anni),  scoprì lo stesso procedimento. (Per completare
    la coincidenza, entrambi morirono nel 1914.)
    Anche se il "processo  Hall-Héroult"  aveva  fatto  dell'alluminio  un
    metallo a basso costo,  esso restava pur sempre più caro dell'acciaio,
    perché i minerali di alluminio utilizzabili sono meno comuni di quelli
    di ferro,  e  anche  perché  l'elettricità  (indispensabile  nel  caso
    dell'alluminio)   costa   di   più  del  carbone  (indispensabile  per
    l'acciaio).   Tuttavia,   l'alluminio  presenta  due  grandi  vantaggi
    rispetto   all'acciaio:   primo,   è   leggero  (pesa  solo  un  terzo
    dell'acciaio); secondo,  nell'alluminio l'ossidazione provoca soltanto
    la  formazione  sulla superficie di una sottile pellicola trasparente,
    che difende gli strati più profondi dalla  corrosione  senza  influire
    sull'aspetto del metallo.
    L'alluminio  puro  è piuttosto molle,  ma nelle leghe questa proprietà
    può essere modificata. Nel 1906,  il metallurgista tedesco Alfred Wilm
    ottenne  una lega molto tenace,  aggiungendo all'alluminio una piccola
    quantità di rame e una ancor più piccola di magnesio.  Egli vendette i
    diritti del suo brevetto alla società tedesca Durener Metallwerke, che
    diede a tale lega il nome di duralluminio.
    Gli  ingegneri  si  resero  ben  presto  conto  dell'enorme utilità in
    aeronautica di un metallo leggero  ma  resistente.  Durante  la  prima
    guerra mondiale, i tedeschi impiegarono il duralluminio nei dirigibili
    zeppelin,  e  gli  inglesi ne appresero la composizione analizzando la
    lega ricavata da uno zeppelin abbattuto: in seguito, l'uso della nuova
    lega si diffuse in tutto il mondo.  Dato che il duralluminio  non  era
    altrettanto resistente dell'alluminio alla corrosione,  gli esperti di
    metallurgia  lo  ricoprirono  di  sottili  fogli  di  alluminio  puro,
    formando il prodotto che venne chiamato alclad.
    Oggi  esistono  leghe  di  alluminio che,  a parità di peso,  sono più
    robuste di taluni  acciai.  In  genere  si  è  cercato  di  sostituire
    l'alluminio  all'acciaio  ovunque  la  leggerezza e la resistenza alla
    corrosione siano più importanti della mera robustezza.  L'alluminio  è
    diventato,  come tutti sanno,  un metallo di uso pressoché universale,
    negli aerei,  nei razzi,  nei treni,  nelle automobili,  nelle  porte,
    negli  schermi,  nei  rivestimenti  delle case,  nelle vernici,  negli
    utensili da cucina, nei fogli per avvolgere, e in mille altri usi.
    E  ora  veniamo  al  "magnesio",   un  metallo  ancora   più   leggero
    dell'alluminio.  Esso  è  usato  soprattutto  in aeronautica,  com'era
    facile da prevedersi - già  nel  1910  la  Germania  usava  in  questo
    settore leghe di magnesio e zinco.  Dopo la prima guerra mondiale,  si
    diffuse sempre più l'uso di leghe magnesio-alluminio.
    Circa quattro volte  meno  abbondante  rispetto  all'alluminio  e  più
    attivo  chimicamente,  il  magnesio  è  più  difficile da estrarre dai
    minerali.  Fortunatamente,  però,  ve ne è  una  ricca  riserva  negli
    oceani.  Il magnesio, a differenza dell'alluminio o del ferro, abbonda
    nell'acqua marina.  L'oceano contiene sostanze  in  soluzione  in  una
    quantità  che  raggiunge  il 3,5 per cento della sua massa;  di questo
    materiale disciolto, il 3,7 per cento sono ioni di magnesio.  Pertanto
    l'oceano  nel  suo insieme contiene circa 2 quadrilioni (2 000 000 000
    000 000) di tonnellate di magnesio, cioè quanto basta per i nostri usi
    per un tempo illimitato.
    Il problema era di estrarlo.  Il metodo prescelto fu quello di pompare
    l'acqua  marina  in  grandi  cisterne  e  aggiungere  ossido di calcio
    (ottenuto anch'esso dal mare,  dai gusci delle ostriche).  L'ossido di
    calcio  reagisce  con  l'acqua  e  con gli ioni di magnesio,  formando
    idrossido di magnesio, che, essendo insolubile,  precipita.  Trattando
    con  acido  cloridrico  l'idrossido  di  magnesio,  lo  si converte in
    cloruro di magnesio;  il magnesio metallico  viene  poi  separato  dal
    cloro per elettrolisi.
    Nel  gennaio 1941 la Dow Chemical Company produsse i primi lingotti di
    magnesio di origine marina,  ponendo le premesse  per  un  aumento  di
    dieci  volte  della  produzione  di  tale  metallo durante gli anni di
    guerra.
    In pratica,  qualsiasi elemento che si possa convenientemente estrarre
    dall'acqua   del   mare   può  essere  considerato  come  una  riserva
    virtualmente illimitata, perché, una volta usato,  esso fa ritorno nel
    mare.  Si  è stimato che,  se si estraessero dall'acqua del mare cento
    milioni di tonnellate di magnesio ogni anno per un milione di anni, il
    contenuto di magnesio dell'oceano calerebbe  dal  suo  valore  attuale
    dello 0,13 per cento allo 0,12 per cento.
    Se  l'acciaio è stato il «metallo prodigio» del diciannovesimo secolo,
    l'alluminio quello degli inizi del  ventesimo  secolo  e  il  magnesio
    quello degli anni cinquanta,  quale sarà il prossimo metallo prodigio?
    Le  possibilità  sono  limitate:  nella  crosta  terrestre  i  metalli
    veramente comuni sono soltanto sette.  Oltre al ferro, all'alluminio e
    al magnesio, sono il sodio,  il potassio,  il calcio e il titanio.  Il
    sodio,  il  calcio  e  il  potassio  sono  di gran lunga troppo attivi
    chimicamente per poterli usare come  materiali  da  costruzione.  (Per
    esempio,  reagiscono violentemente con l'acqua.) Resta il titanio,  la
    cui abbondanza è circa un ottavo di quella del ferro.
    Il titanio ha una combinazione straordinaria di buone qualità: la  sua
    densità è poco più della metà di quella dell'acciaio; è più robusto, a
    parità  di  peso,  dell'alluminio  e  dell'acciaio;  è resistente alla
    corrosione e alle alte temperature. Per tutte queste ragioni,  oggi si
    usa  il  titanio  negli  aerei,  nelle navi e nei missili teleguidati,
    ogniqualvolta queste proprietà sono preziose.
    Perché tutto ciò è stato scoperto così tardi?  La ragione è un po'  la
    stessa  che  nel caso dell'alluminio e del magnesio: il titanio ha una
    forte tendenza a reagire con le  altre  sostanze  e  nelle  sue  forme
    impure  -  combinato  con  ossigeno  o  azoto  - è un metallo fragile,
    apparentemente inutile e scarsamente interessante. La sua robustezza e
    tutte le altre sue qualità emergono solo quando viene isolato in forma
    realmente pura (nel vuoto, o in presenza di un gas inerte). Gli sforzi
    dei metallurgisti hanno  avuto  un  tale  successo  che  un  chilo  di
    titanio,  che sarebbe costato 6000 dollari nel 1947, costava 4 dollari
    nel 1969.
    Tuttavia,  non si tratta tanto di ricercare nuovi metalli  prodigiosi,
    quanto  di  rendere  ancora più «prodigiosi» i metalli (e anche alcuni
    materiali non metallici) già noti.
    Nella poesia di Oliver Wendell  Holmes  "The  Deacon  Masterpiece"  si
    narra  di  un «piccolo calesse» che era stato fabbricato con cura,  in
    modo tale da non avere punti deboli.  Esso finì per cedere tutto in un
    colpo, andando in polvere: però, era durato un secolo.
    La  struttura  atomica  dei solidi cristallini,  sia metallici che non
    metallici, ricorda molto questa situazione.  I cristalli di un metallo
    sono  crivellati  da graffi e crepe submicroscopici;  sotto pressione,
    una frattura può facilmente partire da uno di questi  punti  deboli  e
    diffondersi  subito  nel  cristallo.  Se,  come  nel  caso del calesse
    meraviglioso, si potesse fare in modo che non ci fossero punti deboli,
    il cristallo avrebbe una resistenza eccezionale.
    Sulla  superficie  dei  cristalli  si  formano  effettivamente   delle
    minuscole fibre cristalline prive di punti deboli, chiamate "whiskers"
    (baffi),  la  cui resistenza alla rottura è risultata pari a oltre 200
    tonnellate per centimetro quadrato - cioè da  15  a  70  volte  quella
    dell'acciaio.   Se   si   riuscisse   a   fabbricare  cristalli  senza
    imperfezioni  su  larga  scala,   avremmo  in  mano  un  materiale  di
    incredibile  resistenza.   Nel  1968,   per  esempio,  gli  scienziati
    sovietici produssero un piccolissimo cristallo di tungsteno  privo  di
    imperfezioni,  capace  di  reggere un peso di circa 250 tonnellate per
    centimetro quadrato,  in confronto alle 30 tonnellate  per  centimetro
    quadrato  assicurate  dal  miglior  acciaio esistente.  E anche se non
    fosse possibile disporre di grandi quantità di queste  sostanze  senza
    imperfezioni, l'aggiunta di fibre prive di difetti ai metalli ordinari
    rinforzerebbe notevolmente questi ultimi.
    Nel  1968,  poi,  è  stato  trovato un nuovo e interessante metodo per
    combinare i metalli. I due metodi tradizionali erano la "formazione di
    leghe",  in cui vengono fusi insieme due o più metalli che formano una
    miscela più o meno omogenea,  e la "placcatura", un processo in cui si
    riveste un materiale con una lamina di un altro materiale (solitamente
    si usa un sottile strato di un materiale costoso con cui si riveste la
    superficie di un metallo di minor prezzo:  in  tal  modo  si  ha,  per
    esempio, una superficie bella e resistente alla corrosione come quella
    dell'oro, mentre il costo dell'oggetto risulta poco superiore a quello
    del rame).
    Il  metallurgista  americano  Newell  C.  Cook  e i suoi collaboratori
    stavano tentando di rivestire con uno strato di silicio una superficie
    di platino,  e a questo scopo immergevano in un fluoruro alcalino fuso
    il platino;  ma, invece del rivestimento che si aspettavano, ottennero
    tutt'altro:  a  quanto  pare,   il  fluoruro  fuso  aveva  rimosso  la
    sottilissima  pellicola  di ossigeno legato solitamente presente anche
    sui metalli più resistenti, lasciando esposta la superficie «nuda» del
    platino agli atomi di  silicio;  invece  di  legarsi  alla  superficie
    sull'altro  versante  degli  atomi  di ossigeno,  gli atomi di silicio
    erano penetrati "all'interno";  il risultato era stato che un  sottile
    strato esterno del platino era diventato una lega.
    Cook  batté la nuova strada e trovò che questa tecnica era applicabile
    a parecchie sostanze: si  trattava  di  «laminare»  con  una  lega  un
    metallo   puro   (o  un'altra  lega).   Cook  chiamò  questo  processo
    "metallidazione" e ben presto poté dimostrarne  tutta  l'utilità.  Per
    esempio,  aggiungendo  dal  2 al 4 per cento di berillio al rame sotto
    forma di  lega  ordinaria  si  ottiene  un  materiale  particolarmente
    resistente.  Lo  stesso  risultato  si può ottenere se si berillida il
    rame,   con  un  consumo  molto  inferiore   di   berillio,   elemento
    relativamente  raro.   Ancora,   l'acciaio  metallidato  con  il  boro
    ("boridazione") diventa più duro. Anche l'aggiunta di silicio, cobalto
    e titanio produce proprietà utili.
    In altre parole,  i metalli prodigiosi non si trovano  in  natura,  ma
    possono essere creati dall'ingegno umano.

        Isaac Asimov.
    IL LIBRO DELLA FISICA.
    Arnoldo Mondadori Editore.
    SECONDO VOLUME.

    INDICE.

    Capitolo 7. LE PARTICELLE: pagina 4.
    L'atomo  nucleare:  Identificazione  delle  particelle  -  Il   nucleo
    dell'atomo;  Isotopi: Mattoni uniformi - Sulle tracce delle particelle
    - La trasmutazione degli elementi;  Nuove particelle: Il neutrone - Il
    positrone  -  Elementi  radioattivi  - Acceleratori di particelle - Lo
    spin delle particelle - I raggi cosmici - La struttura del  nucleo;  I
    leptoni:   Neutrini   e   antineutrini  -  La  caccia  al  neutrino  -
    L'interazione nucleare - Il muone - Il tauone - La massa del neutrino;
    Adroni e quark: Pioni e mesoni - Barioni -  La  teoria  dei  quark;  I
    campi:  L'interazione  elettromagnetica  - Le leggi di conservazione -
    Una teoria unitaria dei campi.

    Capitolo 8. LE ONDE: pagina 132.
    La luce: La natura della luce - La velocità della luce - Il radar - La
    propagazione delle onde luminose attraverso lo  spazio  -  I  monopoli
    magnetici  -  Moto  assoluto;  Relatività:  Le  equazioni  di Lorentz-
    FitzGerald - La radiazione e la teoria dei quanti di Planck - Einstein
    e il dualismo onda-particella  -  La  teoria  della  relatività  -  Lo
    spazio-tempo  e  il  paradosso  degli orologi - La gravità e la teoria
    della relatività generale di Einstein - Verifiche della  teoria  della
    relatività  generale;  II  calore: Misurazione della temperatura - Due
    teorie del calore - Il calore come energia  -  Il  calore  e  il  moto
    molecolare;   Massa   ed  energia;   Onde  e  particelle:  Microscopia
    elettronica  -  Gli  elettroni   come   onde   -   Il   principio   di
    indeterminazione.

    Capitolo 9. LA MACCHINA: pagina 222.
    Fuoco   e  vapore:  Tecnologia  primitiva  -  La  macchina  a  vapore;
    L'elettricità: Elettricità statica - Elettricità dinamica - Produzione
    dell'elettricità - Prime applicazioni  tecnologiche  dell'elettricità;
    Tecnologia  elettrica: Il telefono - Registrazione del suono - La luce
    artificiale prima dell'elettricità - La luce elettrica  -  Fotografia;
    Motori a combustione interna: L'automobile - L'aeroplano; Elettronica:
    La radio - La televisione - Il transistor;  Maser e laser: I maser - I
    laser.

    Capitolo 10. IL REATTORE: pagina 320.
    L'energia: Carbone e petrolio: combustibili fossili - Energia  solare;
    Uso  bellico  del  nucleo:  La scoperta della fissione - La reazione a
    catena - La  prima  pila  atomica  -  L'Era  nucleare  -  La  reazione
    termonucleare;  Uso pacifico del nucleo: Navi a propulsione nucleare -
    Reattori  nucleari  per  la  produzione  di  elettricità  -   Reattori
    autofertilizzanti  -  I  pericoli  della  radiazione  -  Utilizzo  dei
    prodotti  di  fissione  -  Ricaduta  radioattiva;   Fusione   nucleare
    controllata.

    BIBLIOGRAFIA: pagina 399.

    Capitolo 7.
    LE PARTICELLE.

    L'ATOMO NUCLEARE.
    Come  ho già detto nel capitolo precedente,  attorno al 1900 si sapeva
    ormai che l'atomo non era una particella semplice e  indivisibile,  ma
    conteneva almeno una particella subatomica - l'elettrone, identificato
    da J.  J.  Thomson,  il quale aveva suggerito l'idea che gli elettroni
    fossero immersi,  come  uvette  in  un  dolce,  nel  corpo  principale
    dell'atomo, dotato di carica positiva.

    Identificazione delle particelle.

    Ben  presto,  però,  si  comprese  che all'interno dell'atomo vi erano
    altre particelle.  Becquerel,  quando aveva scoperto la radioattività,
    si era reso conto che,  mentre una parte della radiazione emessa dalle
    sostanze radioattive era costituita da elettroni,  un'altra parte  non
    lo era. I Curie in Francia ed Ernest Rutherford in Inghilterra avevano
    identificato  una  radiazione  che era meno penetrante di un fascio di
    elettroni; Rutherford la denominò "raggi alfa",  e chiamò "raggi beta"
    l'emissione  formata  da  elettroni;  pertanto  gli elettroni,  quando
    entrano a far parte di una  radiazione,  sono  denominati  "particelle
    beta". I raggi alfa risultarono anch'essi costituiti di particelle che
    furono chiamate "particelle alfa".
    Nello  stesso  periodo  il chimico francese Paul Ulrich Villard scoprì
    una terza forma di emissione radioattiva,  cui  fu  dato  il  nome  di
    "raggi gamma". (Alfa, beta e gamma sono le prime lettere dell'alfabeto
    greco.) Ben presto si comprese che i raggi gamma erano simili ai raggi
    X, ma avevano lunghezze d'onda inferiori.
    Rutherford verificò sperimentalmente che un campo magnetico deviava le
    particelle  alfa  assai  meno  delle  particelle beta,  e in direzione
    opposta. Ne dedusse che la particella alfa aveva carica positiva, cioè
    opposta a quella dell'elettrone, dotato di carica negativa.  Misurando
    la  deflessione,  si  poté  stabilire  che le particelle alfa dovevano
    avere una massa almeno doppia  di  quella  dello  ione  idrogeno,  che
    possedeva  la  più  piccola  carica  positiva  nota.   L'entità  della
    deflessione dipende  tanto  dalla  massa  quanto  dalla  carica  della
    particella.  Se  la  carica positiva della particella alfa fosse stata
    uguale a quella dello ione  idrogeno,  la  sua  massa  avrebbe  dovuto
    essere  doppia  di quella dello ione idrogeno;  se la sua carica fosse
    stata doppia,  la sua massa avrebbe dovuto essere  quadrupla,  e  così
    via.
    Nel 1909,  Rutherford chiarì la questione isolando le particelle alfa.
    Egli pose del materiale radioattivo in un tubo di vetro  dalle  pareti
    sottili,  circondato  da  un  tubo  di  vetro  le cui pareti erano più
    spesse;  tra i due tubi aveva  fatto  il  vuoto.  Le  particelle  alfa
    riuscivano ad attraversare la parete più sottile (quella interna),  ma
    non quella più spessa (esterna),  sulla quale  rimbalzavano,  perdendo
    energia,  cosicché  non  erano più in grado di attraversare nemmeno la
    parete sottile,  e restavano intrappolate nell'intercapedine.  A  quel
    punto  Rutherford eccitò le particelle alfa con una scarica elettrica,
    facendo sì che emettessero luce,  e constatò che emettevano  le  righe
    spettrali dell'elio. (E' chiaro allora che le particelle alfa prodotte
    dalle  sostanze radioattive del suolo sono la fonte dell'elio presente
    nei pozzi di gas naturale.) Se la particella alfa è un atomo di  elio,
    deve avere massa quadrupla di quella dell'idrogeno.  Pertanto,  la sua
    carica positiva ammonta a due unità,  ponendo pari  a  uno  la  carica
    dello ione idrogeno.
    Rutherford   in   seguito   identificò  un'altra  particella  positiva
    nell'atomo, che in realtà era stata già osservata parecchi anni prima,
    senza però essere riconosciuta come tale.  Nel 1886 il fisico  tedesco
    Eugen  Goldstein,  usando  un  tubo  a  raggi  catodici  con un catodo
    perforato,  aveva scoperto una nuova radiazione che passava attraverso
    i  fori  del catodo in direzione opposta ai raggi catodici,  e l'aveva
    chiamata  "Kanalstrahlen"  («raggi   canale»).   Fu   proprio   questa
    radiazione,  nel 1902,  a dare l'opportunità di osservare per la prima
    volta l'effetto Doppler-Fizeau (vedi capitolo secondo) in una sorgente
    luminosa terrestre.  Il fisico  tedesco  Johannes  Stark  collocò  uno
    spettroscopio  in  posizione  tale che i raggi si dirigessero verso di
    esso,  e rese così osservabile lo spostamento verso il  violetto.  Per
    questa  ricerca  gli  fu  assegnato  il premio Nobel per la fisica nel
    1919.
    Dato che i raggi canale si muovono in direzione opposta a  quella  dei
    raggi  catodici,   che  hanno  carica  negativa,  Thomson  propose  di
    chiamarli "raggi positivi". Risultò che le particelle che costituivano
    i raggi positivi attraversavano facilmente la materia,  e pertanto  si
    suppose  che il loro volume fosse molto inferiore a quello degli atomi
    o  degli  ioni  ordinari.  Misurando  la  deviazione  subita  da  tali
    particelle  in  un campo magnetico,  si giunse alla conclusione che la
    più piccola di esse aveva carica e massa uguali a  quelle  dello  ione
    idrogeno,  nell'ipotesi  che  quest'ultimo  trasporti  la  più piccola
    quantità possibile di carica positiva; se ne dedusse che la particella
    che  costituiva  i  raggi  positivi  fosse  la   particella   positiva
    fondamentale  -  l'opposto  dell'elettrone.   Rutherford  la  denominò
    "protone" (dalla parola greca che significa «primo»).
    Protone ed elettrone hanno effettivamente cariche  elettriche  uguali,
    benché  di  segno opposto,  tuttavia la massa del protone è 1836 volte
    maggiore di quella dell'elettrone.  A questo punto appariva verosimile
    che un atomo fosse composto di protoni ed elettroni, le cui cariche si
    controbilanciavano;  sembrava  anche  probabile che i protoni stessero
    nell'interno dell'atomo, perché non possono essere facilmente staccati
    da quest'ultimo, com'è invece possibile per gli elettroni. Ora,  però,
    l'interrogativo fondamentale riguardava la struttura formata da queste
    particelle costitutive dell'atomo.

    Il nucleo dell'atomo.

    Fu  lo  stesso  Rutherford a trovare il bandolo della matassa.  Tra il
    1906 e il 1908 egli  seguitò  a  bombardare  con  le  particelle  alfa
    sottili  lamine  di  metallo  (d'oro  o  di platino,  per esempio) per
    studiarne gli atomi:  gran  parte  dei  proiettili  attraversavano  la
    lamina  senza  essere  deviati  (così  come  delle  pallottole possono
    passare tra le foglie  di  un  albero  indisturbate),  ma  non  tutti.
    Rutherford  aveva  collocato  dietro al metallo una lastra fotografica
    che  fungeva  da  bersaglio,   e  trovò,   intorno  al   suo   centro,
    un'inaspettata rosa di colpi che si erano dispersi; alcune particelle,
    inoltre,  erano rimbalzate all'indietro! Era come se alcune pallottole
    non fossero semplicemente passate tra le foglie, ma fossero rimbalzate
    su qualcosa di più solido.
    Rutherford giunse alla conclusione che esse avevano  colpito  qualcosa
    di  simile  a  un  nucleo compatto,  che occupava solo una parte molto
    piccola dell'atomo.  A quanto sembrava,  la maggior parte  del  volume
    dell'atomo doveva essere occupata dagli elettroni.  Le particelle alfa
    «sparate» contro la lamina metallica  incontravano  perlopiù  soltanto
    elettroni  e  attraversavano  questo  velo di particelle leggere senza
    venirne deviate; ogni tanto, però,  poteva accadere che una particella
    alfa colpisse il nucleo più denso dell'atomo,  e venisse deflessa.  Il
    fatto che ciò accadesse  molto  raramente  mostrava  quanto  dovessero
    essere  minuscoli  i  nuclei  atomici,  visto  che  una particella che
    attraversa un foglio di metallo deve incontrare parecchie migliaia  di
    atomi.
    Era  logico  supporre  che  questo  nucleo più compatto fosse fatto di
    protoni.  Rutherford  descrisse  i  protoni  come  una  piccola  folla
    addensata  in un minuscolo "nucleo atomico" al centro dell'atomo.  (In
    seguito è stato dimostrato che il diametro del nucleo è poco più di  1
    su 100 mila di quello dell'atomo.)
    Questo, dunque, è il modello fondamentale dell'atomo: un nucleo carico
    positivamente,  che  occupa  uno spazio piccolissimo ma contiene quasi
    tutta la massa dell'atomo,  circondato da una «schiuma»  di  elettroni
    che  occupa  quasi  tutto  il  volume dell'atomo,  ma praticamente non
    contribuisce alla sua massa.  Per  questa  ricerca  straordinariamente
    pionieristica  sulla  natura ultima della materia Rutherford ricevette
    il premio Nobel per la chimica nel 1908.
    Divenne così possibile descrivere gli atomi dei  vari  elementi  e  il
    loro  comportamento  in  termini  più definiti.  Per esempio,  l'atomo
    d'idrogeno possiede un solo elettrone;  se questo gli viene sottratto,
    il  protone  rimasto si lega immediatamente a una molecola vicina;  se
    però  il  nucleo  nudo  dell'idrogeno  non  trova  un   elettrone   da
    condividere con un'altra molecola, si comporta come un protone - cioè,
    come  una  particella subatomica - e in tale forma può penetrare nella
    materia, reagendo con altri nuclei, se ha abbastanza energia.
    L'elio, che ha due elettroni,  non ne cede uno tanto facilmente.  Come
    già ho detto nel capitolo precedente,  i suoi due elettroni formano un
    «guscio» completo,  e per questa  ragione  l'atomo  è  inerte.  Se  si
    spoglia,  però,  un  atomo  di  elio  di entrambi gli elettroni,  esso
    diviene una particella alfa, cioè una particella subatomica avente due
    unità di carica positiva.
    Il terzo elemento,  il litio,  ha tre elettroni;  se si sottraggono al
    suo  atomo  uno o due elettroni,  esso diventa uno ione;  se invece si
    sottraggono tutti e tre, diventa anch'esso un nucleo nudo,  avente una
    carica positiva di tre unità.
    Il  numero  delle unità di carica positiva del nucleo di un atomo deve
    essere esattamente uguale al numero degli elettroni che esso  contiene
    normalmente,  perché l'atomo nel suo insieme è solitamente neutro.  In
    effetti i numeri atomici degli elementi sono basati sul  numero  delle
    cariche  positive  (e non di quelle negative),  perché il numero degli
    elettroni di un  atomo  può  essere  modificato  con  facilità,  dando
    origine  a uno ione,  mentre il numero dei protoni può essere alterato
    solo con grande difficoltà.
    Si era  appena  giunti  a  tracciare  questo  schema  della  struttura
    dell'atomo allorché ci si imbatté in un nuovo enigma.  Il numero delle
    unità di carica positiva di un nucleo,  moltiplicato per la massa  del
    protone,  non  dava  affatto  la  massa  del  nucleo,  salvo  nel caso
    dell'idrogeno.  Il nucleo dell'elio,  per esempio,  aveva  una  carica
    positiva  pari a due,  eppure si sapeva che la sua massa era quadrupla
    di quella del nucleo dell'idrogeno.  E la situazione peggiorava sempre
    più via via che si percorreva la tavola periodica,  fino a raggiungere
    l'uranio, con una massa pari a 238 protoni,  ma una carica pari solo a
    92.
    Come  poteva  un  nucleo contenente quattro protoni (come si supponeva
    fosse il nucleo di elio) avere solo due unità di carica  positiva?  La
    supposizione  più semplice e più immediata era che due unità della sua
    carica fossero neutralizzate dalla presenza nel nucleo  di  particelle
    cariche  negativamente,  aventi  una massa trascurabile.  Era naturale
    pensare agli elettroni. Si poteva risolvere l'enigma supponendo che il
    nucleo di elio consistesse di quattro protoni e di due  elettroni  che
    neutralizzavano due cariche positive,  dando come risultato una carica
    positiva pari a due - e tale ipotesi poteva essere estesa a  tutta  la
    tavola  periodica fino all'uranio,  il cui nucleo avrebbe avuto quindi
    238 protoni e 146 elettroni,  il che dà  come  differenza  una  carica
    positiva pari a 92. Il fatto che, come si sapeva, i nuclei radioattivi
    emettessero   elettroni,   cioè   particelle   beta,   rafforzava   la
    plausibilità di questa supposizione.
    Questa concezione della struttura della materia prevalse  per  più  di
    dieci   anni,   fino   al  giorno  in  cui  altre  ricerche  fornirono
    indirettamente una risposta più valida.  Nel  frattempo,  però,  erano
    sorte alcune serie obiezioni a tale concezione.  In primo luogo, se il
    nucleo era costituito essenzialmente da protoni, mentre gli elettroni,
    più leggeri,  in pratica non contribuivano alla  massa,  come  mai  le
    masse  relative  dei  vari nuclei non erano espresse da numeri interi?
    Per esempio, in base ai pesi atomici misurati, il nucleo dell'atomo di
    cloro  aveva  una  massa  pari  a  35,5  volte   quella   del   nucleo
    dell'idrogeno; conteneva forse 35 protoni e mezzo? Nessuno scienziato,
    né allora né oggi, potrebbe accettare l'idea di un mezzo protone.
    Questo  problema  in  particolare ha avuto una risposta che fu trovata
    prima della soluzione del problema  più  generale.  Vale  la  pena  di
    raccontare tutta la storia.

    ISOTOPI.

    Mattoni uniformi.

    Già  nel  1816  un medico inglese,  William Prout,  aveva proposto che
    tutti gli atomi fossero composti di atomi  di  idrogeno.  In  seguito,
    quando si arrivò a calcolare i pesi atomici,  la teoria di Prout venne
    messa da parte, perché si era scoperto che molti elementi avevano pesi
    frazionari (prendendo come base l'ossigeno  posto  uguale  a  16).  Il
    cloro  ha peso atomico 35,453;  altri esempi sono l'antimonio: 121,75;
    il bario: 137,34; il boro: 10,811; il cadmio: 112,40.
    Attorno alla fine del diciannovesimo secolo  venne  accumulandosi  una
    serie   di  sconcertanti  osservazioni,   che  dovevano  portare  alla
    spiegazione.  L'inglese William Crookes (quello del tubo  di  Crookes)
    separò  dall'uranio  una  piccola  quantità  di  una  sostanza  che si
    dimostrò  assai  più  radioattiva  dell'uranio  stesso;   egli  avanzò
    l'ipotesi che l'uranio in se stesso non fosse affatto radioattivo - lo
    sarebbe stata solo questa impurità,  che egli chiamò "uranio X". Henri
    Becquerel, d'altro canto,  scoprì che l'uranio purificato,  debolmente
    radioattivo, con il tempo sviluppava in qualche modo una radioattività
    crescente. Dopo averlo lasciato a se stesso per un po' di tempo, se ne
    poteva estrarre dell'uranio X attivo; e questo ripetutamente. In altri
    termini,  l'uranio  veniva  trasformato dalla sua stessa radioattività
    nell'uranio X, ancora più attivo.
    Poi Rutherford separò analogamente dal torio il "torio X",  fortemente
    radioattivo,  scoprendo  che anche il torio col tempo produceva sempre
    più torio X.  Già si sapeva che l'elemento radioattivo più  famoso  di
    tutti,  il  radio,  si disintegrava,  dando origine al gas radioattivo
    rado. Così Rutherford e il suo assistente, il chimico Frederick Soddy,
    giunsero alla conclusione che gli atomi radioattivi,  emettendo  delle
    particelle,  si trasformavano,  in generale, in nuove varietà di atomi
    radioattivi.
    I chimici si misero ad analizzare queste trasformazioni  e  scoprirono
    una gran varietà di sostanze nuove, a cui diedero nomi come "radio A",
    "radio  B",  "mesotorio  primo",  "mesotorio  secondo"  e "attinio C".
    Queste sostanze vennero raggruppate in tre famiglie o serie, a seconda
    del  loro  capostipite  radioattivo:   una   serie   proveniva   dalla
    disintegrazione dell'uranio,  un'altra da quella del torio e una terza
    da quella dell'attinio (in seguito si  trovò  che  lo  stesso  attinio
    aveva un predecessore, che fu chiamato "protoattinio"). In tutto venne
    identificata  una  quarantina  di membri di queste famiglie,  ciascuno
    contraddistinto dal suo tipo particolare di radiazione; ma il prodotto
    finale delle tre serie era lo stesso;  ciascuna delle  tre  catene  di
    sostanze finiva nello stesso elemento stabile: il piombo.
    Era  ovvio  che  tutte  queste  sostanze  non potevano essere elementi
    distinti,  perché tra l'uranio (92) e il piombo  (82)  vi  erano  solo
    dieci  posti nella tavola periodica,  e per di più questi,  salvo due,
    erano già occupati da elementi noti. E infatti i chimici trovarono che
    alcune di queste sostanze, pur avendo una diversa radioattività, erano
    identiche dal punto di vista chimico.  Per esempio,  già  nel  1907  i
    chimici  americani  Herbert  Newby McCoy e William Horace Ross avevano
    mostrato che il "radiotorio",  uno dei prodotti della  disintegrazione
    del torio,  presentava esattamente lo stesso comportamento chimico del
    torio.  Il  "radio  D"  si  comportava  dal  punto  di  vista  chimico
    esattamente   come  il  piombo,   tanto  che  spesso  veniva  chiamato
    "radiopiombo".  Tutto ciò faceva pensare che le sostanze in  questione
    fossero  in realtà varietà di uno stesso elemento: il radiotorio,  una
    forma di torio; il radiopiombo,  una delle varietà del piombo;  e così
    via.
    Nel  1913,  Soddy  espresse  quest'idea  in  modo chiaro e la sviluppò
    ulteriormente,  sostenendo che un atomo,  quando emette una particella
    alfa,  si  trasforma  in  un  elemento  situato due posti più indietro
    nell'elenco degli elementi, mentre, quando emette una particella beta,
    si trasforma in un elemento situato un posto più in avanti.  Su questa
    base,  il radiotorio doveva effettivamente rientrare nella casella del
    torio,  e altrettanto  dovevano  fare  le  sostanze  che  erano  state
    denominate "uranio X1" e "uranio Y", essendo tutte e tre delle varietà
    dell'elemento 90.  Analogamente,  il radio D, il radio B, il torio B e
    l'attinio B dovevano rientrare tutti  nella  casella  del  piombo,  in
    quanto varietà dell'elemento 82.
    Ai  membri  di  un  gruppo di sostanze che occupano una stessa casella
    nella tavola periodica, Soddy diede il nome di "isotopi" (dalle parole
    greche che significano «stessa posizione»);  Soddy ricevette il premio
    Nobel per la chimica nel 1921.
    Il  modello del nucleo protone-elettrone (che doveva invece in seguito
    risultare erroneo) concordava assai bene con la teoria  degli  isotopi
    avanzata  da  Soddy.  Sottraendo  una particella alfa a un nucleo,  si
    riduceva di due unità la sua carica positiva - esattamente quello  che
    ci  voleva per farlo retrocedere di due posti nella tavola.  Se invece
    veniva emesso dal nucleo un  elettrone  (cioè  una  particella  beta),
    rimaneva non neutralizzato un protone in più,  il che faceva aumentare
    di un'unità la carica positiva del nucleo. L'effetto era di elevare di
    uno il numero atomico, e quindi di far spostare l'elemento di un posto
    in avanti nella tavola periodica.
    Come può accadere, allora, che,  quando il torio decade in radiotorio,
    dopo aver subìto non una,  ma tre disintegrazioni,  il prodotto finale
    sia ancora torio?  Vediamo di dare una spiegazione: in questo processo
    l'atomo  di torio perde una particella alfa,  poi una particella beta,
    poi una seconda particella beta. Se accettiamo l'idea del protone come
    mattone costitutivo del nucleo,  l'atomo di  torio  ha  perso  quattro
    elettroni  (supponendo  che  due ne fossero contenuti nella particella
    alfa) e quattro protoni.  (La situazione reale è un  poco  diversa  da
    questa,  ma  non tanto da influire sul risultato finale.) Il nucleo di
    torio era partito con 232 protoni e 142 elettroni (almeno così si  era
    supposto).  Avendo  perso quattro protoni e quattro elettroni,  esso è
    ridotto a 228 protoni e 138 elettroni;  in entrambi i casi  il  numero
    dei  protoni  non  controbilanciati  è  sempre  90 (cioè 232 meno 142,
    oppure 228 meno 138),  il che significa che il numero  atomico  rimane
    invariato,  cioè 90. Pertanto il radiotorio, come il torio, ha novanta
    elettroni  planetari  che  girano  intorno  al  nucleo.  Dato  che  le
    proprietà  chimiche  di un atomo sono condizionate dal numero dei suoi
    elettroni periferici,  il  torio  e  il  radiotorio  hanno  lo  stesso
    comportamento  chimico,  a  prescindere  dal loro diverso peso atomico
    (232 e 228 rispettivamente).
    Gli isotopi di un elemento sono identificati dal loro peso atomico,  o
    "numero  di  massa".  Così,  il  torio ordinario viene chiamato "torio
    232", mentre il radiotorio è il "torio 228". Analogamente, gli isotopi
    radioattivi del piombo sono chiamati "piombo 210" (radio  D),  "piombo
    214" (radio B), "piombo 212" (torio B) e "piombo 211" (attinio B).
    E'  poi  risultato  che  il  concetto  di  isotopia vale anche per gli
    elementi stabili, e non solo per quelli radioattivi. Per esempio, si è
    trovato che le  tre  famiglie  radioattive  che  ho  menzionato  sopra
    terminavano  in  tre forme diverse di piombo.  La famiglia dell'uranio
    terminava col piombo 206,  quella del torio col piombo  208  e  quella
    dell'attinio  col  piombo  207,  ciascuno  dei  quali  era  un isotopo
    «ordinario», stabile, del piombo, che differiva dagli altri due per il
    peso atomico.
    La dimostrazione  dell'esistenza  degli  isotopi  stabili  si  ottenne
    mediante un dispositivo inventato da un assistente di J.  J.  Thomson,
    Francis William Aston.  Tale dispositivo separava molto selettivamente
    gli  isotopi  in  virtù della diversa deflessione subita dai loro ioni
    per effetto di un campo magnetico;  Aston lo chiamò  "spettrografo  di
    massa".  Nel  1919,  usando  una  prima  versione di questo strumento,
    Thomson dimostrò che il neon era costituito di atomi di  due  varietà,
    una con numero di massa 20, l'altra con numero di massa 22. Il neon 20
    era l'isotopo più comune,  presente nel rapporto di 10 a 1 con il neon
    22. (In seguito fu scoperto un terzo isotopo, il neon 21, presente nel
    neon dell'atmosfera nella proporzione di un solo atomo su 400.)
    Ora diventava finalmente chiara la ragione  per  cui  i  pesi  atomici
    degli  elementi erano frazionari.  Il peso atomico del neon - 20,183 -
    rappresentava la massa media dei tre diversi isotopi che costituiscono
    l'elemento,  così come si trova in natura.  Ogni singolo atomo  ha  un
    numero  di  massa  intero,  ma il numero di massa medio - che è poi il
    peso atomico - è frazionario.
    Aston proseguì dimostrando che parecchi  elementi  stabili  comuni  in
    realtà erano miscugli di isotopi.  Scoprì,  per esempio, che il cloro,
    con un peso atomico frazionario di 35,453,  era costituito di cloro 35
    e  cloro 37,  le cui "abbondanze relative" sono nel rapporto di 3 a 1.
    Ad Aston per il suo lavoro fu assegnato il premio Nobel per la chimica
    nel 1922.
    Nel discorso tenuto in occasione del conferimento  del  premio,  Aston
    prospettò chiaramente la possibilità di far uso dell'energia contenuta
    nel  nucleo  dell'atomo,  prevedendo  sia  le centrali nucleari che le
    bombe nucleari (vedi capitolo decimo).  Nel 1935,  il fisico canadese-
    americano  Arthur  Jeffrey  Dempster,  usando  lo  strumento ideato da
    Aston,  compì un notevole passo avanti in tale direzione: egli  mostrò
    che,  su ogni 100 atomi di uranio, 993 erano di uranio 238, mentre gli
    altri 7 erano di uranio 235.  Si trattava di una scoperta  gravida  di
    conseguenze, che si rivelarono a pieno poco tempo dopo.
    Così,  dopo  un  secolo  di piste false,  l'intuizione di Prout veniva
    alfine rivalutata.  Gli elementi  sono  effettivamente  costruiti  con
    mattoni tutti uguali - se non proprio con atomi di idrogeno, con unità
    aventi  la  massa  dell'atomo  di  idrogeno.  La  ragione  per cui gli
    elementi non manifestano in modo evidente questa realtà nei loro  pesi
    atomici  è  che  essi  sono  miscele  di  isotopi,  contenenti  numeri
    differenti di «mattoni».  Perfino l'ossigeno,  il  cui  peso  atomico,
    posto  uguale  a 16,  era servito come riferimento per misurare i pesi
    relativi degli elementi,  non costituisce un caso del tutto  puro:  su
    ogni  10  mila  atomi  del comune ossigeno 16,  vi sono 20 atomi di un
    isotopo con numero di massa 18 e 4 con numero di massa 17.
    Esistono in realtà pochissimi elementi che sono costituiti da un "solo
    isotopo". (In questo caso la denominazione è inappropriata, come se si
    parlasse di una donna che ha dato alla luce «un solo  gemello».)  Tali
    elementi sono: il berillio, i cui atomi hanno tutti numero di massa 9;
    il fluoro,  costituito esclusivamente da fluoro 19; l'alluminio, che è
    solo alluminio 27, e pochi altri ancora.  Un nucleo dotato di una data
    struttura  oggi  viene  chiamato  "nuclide",  seguendo il suggerimento
    avanzato nel 1947 dal chimico americano Truman  Paul  Kohman.  Sarebbe
    quindi appropriato dire che un elemento come l'alluminio è fatto di un
    solo nuclide.

    Sulle tracce delle particelle.

    Fin  da  quando  Rutherford  aveva  identificato  la  prima particella
    nucleare (la particella alfa),  i fisici  si  erano  messi  a  frugare
    all'interno del nucleo,  nel tentativo o di trasformare un atomo in un
    altro atomo o di spezzarlo,  per vedere di  cosa  fosse  fatto.  Sulle
    prime avevano solo la particella alfa con cui lavorare;  Rutherford ne
    fece un uso eccellente.
    Uno  degli  esperimenti  più  fruttuosi  di  Rutherford  e  dei   suoi
    assistenti  consisteva  nello  sparare  le  particelle alfa contro uno
    schermo rivestito di solfuro di  zinco:  ogni  impatto  produceva  una
    minuscola  scintillazione  (un effetto scoperto da Crookes nel 1903) e
    quindi l'arrivo di ogni singola particella poteva essere  osservato  e
    contato a occhio nudo.  Sviluppando questa tecnica, gli sperimentatori
    collocarono un disco di metallo in modo che impedisse alle  particelle
    alfa  di  raggiungere  lo  schermo,  interrompendo  la scintillazione.
    Quando  introdussero  idrogeno  nell'apparecchiatura,   sullo  schermo
    comparvero  delle scintillazioni,  nonostante la presenza del disco di
    metallo;  inoltre  queste  nuove  scintillazioni  avevano  un  aspetto
    differente da quelle prodotte dalle particelle alfa. Dato che il disco
    metallico  bloccava  le  particelle  alfa,  doveva esser stata qualche
    altra radiazione ad attraversarlo,  raggiungendo lo schermo.  Si  finì
    per  concludere  che  tale  radiazione  doveva  consistere  di protoni
    veloci. In altri termini,  ogni tanto qualche particella alfa centrava
    il  nucleo  di  un atomo di idrogeno (che,  si ricordi,  è fatto di un
    protone) proiettandolo in avanti,  come una palla da biliardo  che  ne
    colpisca un'altra.  I protoni colpiti,  essendo relativamente leggeri,
    sfrecciavano in avanti a grande velocità, riuscendo ad attraversare il
    disco metallico e a colpire lo schermo rivestito di solfuro di zinco.
    La rivelazione di singole particelle con il  metodo  appena  descritto
    costituisce un esempio di "contatore a scintillazione". Per effettuare
    accuratamente i loro conteggi, Rutherford e i suoi assistenti dovevano
    prima  star seduti una quindicina di minuti al buio per sensibilizzare
    gli occhi.  I moderni contatori a  scintillazione  non  dipendono  più
    dall'occhio  e  dalla mente umani,  ma convertono le scintillazioni in
    impulsi  elettrici,  che  vengono  poi  contati  elettronicamente.  Il
    risultato  finale  si  legge  direttamente  su  un apposito quadrante.
    Quando le scintillazioni sono molto  frequenti,  si  può  semplificare
    l'operazione  ricorrendo  a  circuiti  elettrici che fanno in modo che
    venga registrata solo una scintillazione su due o su quattro (o  anche
    più). Questi demoltiplicatori furono ideati dal fisico inglese Charles
    Eryl  Wynn-Williams  nel  1931.  Dopo  la seconda guerra mondiale,  il
    solfuro di zinco è stato sostituito da certe sostanze organiche che si
    sono dimostrate preferibili.
    Negli esperimenti originari di Rutherford  con  le  scintillazioni  si
    verificò uno sviluppo imprevisto.  Quando venne usato l'azoto al posto
    dell'idrogeno come bersaglio per  il  bombardamento  delle  particelle
    alfa,  lo  schermo  di solfuro di zinco diede origine a scintillazioni
    esattamente  uguali  a  quelle  prodotte   dai   protoni,   obbligando
    Rutherford  a  dedurne  che il bombardamento aveva espulso dei protoni
    dai nuclei di azoto.
    Per cercare di capire  cosa  esattamente  fosse  successo,  Rutherford
    ricorse   alla   "camera   a   nebbia",    o   "camera   di   Wilson",
    un'apparecchiatura inventata nel  1895  dal  fisico  scozzese  Charles
    Thomson Rees Wilson. Un recipiente di vetro in cui scorre a tenuta uno
    stantuffo  viene riempito di aria satura di vapore;  quando si solleva
    lo stantuffo,  l'aria si espande di  colpo,  raffreddandosi;  a  causa
    della diminuzione di temperatura, essa risulta soprassatura di vapore:
    in queste condizioni,  ogni particella carica farà condensare su di sé
    il vapore acqueo: una particella che attraversi velocemente la camera,
    ionizzando gli atomi contenuti,  lascerà una scia formata da una linea
    nebbiosa di goccioline.
    La  natura di questa traccia può dire molte cose sulla particella.  Le
    particelle beta,  che sono leggere,  lasciano  una  traccia  debole  e
    sinuosa:  una  particella beta risente anche del semplice passaggio in
    vicinanza di altri elettroni.  La  particella  alfa,  di  massa  molto
    maggiore,  lascia  una  traccia  diritta e più spessa.  Se colpisce un
    nucleo,  la particella  rimbalza  e  la  traccia  subisce  una  brusca
    deflessione;  se  cattura  due  elettroni,  diventa un atomo neutro di
    elio, e la traccia termina. Oltre allo spessore e alle caratteristiche
    della  sua  traccia,   vi  sono  altri  fattori  che   permettono   di
    identificare  una particella nella camera a nebbia.  La sua risposta a
    un  campo  magnetico  dice  se   essa   è   carica   positivamente   o
    negativamente,  e  la  curvatura  della traiettoria ne indica massa ed
    energia.  Oggigiorno i  fisici  hanno  una  tale  familiarità  con  le
    fotografie  di  tutti  i  tipi  di tracce che possono leggerle come se
    fossero scritte a chiare lettere.  Per  lo  sviluppo  della  camera  a
    nebbia, Wilson ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1927.
    La camera a nebbia ha subìto successivamente varie modificazioni,  che
    hanno portato a strumenti che si possono comunque considerare come sue
    varianti.  La camera a nebbia originale non era utilizzabile  a  lungo
    dopo l'espansione se non si ricreavano le condizioni di partenza;  nel
    1939,  negli Stati Uniti,  Alexander Langsdorf  ideò  una  "camera  di
    ionizzazione a diffusione", in cui vapore caldo di alcool veniva fatto
    diffondere in una regione più fredda,  in modo che ci fosse sempre una
    regione  soprassatura;  così  le  tracce  si  potevano  osservare  con
    continuità.
    Successivamente    fu   messa   a   punto   la   "camera   a   bolle",
    un'apparecchiatura che si basa sullo stesso principio:  al  posto  del
    vapore  soprassaturo  si  usano  ora  dei  liquidi surriscaldati sotto
    pressione. Il percorso della particella carica è indicato da una serie
    di bollicine di vapore nel liquido,  anziché da goccioline liquide nel
    vapore.  Si  dice  che l'inventore,  il fisico americano Donald Arthur
    Glaser,  ne abbia avuto l'idea nel 1953,  osservando un  bicchiere  di
    birra.  Se  così  è stato,  si tratta di un bicchiere di birra davvero
    fortunato per il mondo della fisica e per Glaser stesso,  che per tale
    invenzione ricevette il premio Nobel nel 1960.
    La  prima camera a bolle aveva un diametro di pochi centimetri;  dieci
    anni dopo erano in uso camere a  bolle  lunghe  quasi  due  metri.  Le
    camere  a  bolle,  come  le camere di ionizzazione a diffusione,  sono
    sempre pronte all'uso;  in più,  siccome gli atomi presenti in un dato
    volume  di  liquido  sono  molto più numerosi di quelli presenti nello
    stesso volume di gas, in una camera a bolle vengono prodotti più ioni;
    pertanto essa è particolarmente adatta per lo studio delle  particelle
    veloci e a breve vita media. Nel giro di una decina di anni dalla loro
    invenzione,  le  camere  a  bolle producevano centinaia di migliaia di
    fotografie alla settimana.  Negli anni sessanta  sono  state  scoperte
    particelle  dalla vita ultra-corta,  che sarebbero passate inosservate
    senza la camera a bolle.
    L'idrogeno liquido è eccellente per riempire le camere a bolle, perché
    il nucleo dell'idrogeno, con il suo unico protone,  comporta il minimo
    di complicazioni. Nel 1973 è stata costruita a Wheaton, nell'lllinois,
    una  camera a bolle del diametro di quasi cinque metri,  che conteneva
    33 mila litri di idrogeno liquido.  Alcune camere a  bolle  contengono
    elio liquido.
    La  camera  a  bolle,  pur essendo più sensibile della camera a nebbia
    alle particelle di vita  media  breve,  ha  i  suoi  inconvenienti.  A
    differenza della camera a nebbia,  essa non è selettiva, cioè registra
    indiscriminatamente tutti gli eventi che si  verificano;  pertanto  si
    devono  ricercare le tracce significative in mezzo a una gran quantità
    di tracce inutili.  Ci si mise allora alla ricerca di  un  metodo  che
    combinasse  la  selettività  della  camera a nebbia con la sensibilità
    della camera a bolle.
    Questi requisiti furono alfine assicurati dalla "camera a  scintille",
    in  cui le particelle in arrivo ionizzano il gas neon presente e,  dal
    momento che questo è attraversato da parecchi elettrodi metallici,  vi
    generano  delle  correnti elettriche.  Le correnti si rendono visibili
    come scie di scintille, che indicano il passaggio delle particelle;  è
    possibile  fare  in  modo  che  l'apparecchio reagisca solo al tipo di
    particelle  che  si  sta  studiando.   La  prima  camera  a  scintille
    efficiente  fu costruita nel 1959 dai fisici giapponesi Saburo Fukui e
    Shotaro Miyamoto.  Nel 1963,  i fisici  sovietici  la  perfezionarono,
    elevandone la sensibilità e la flessibilità.  Si producono delle brevi
    scariche  luminose,   che,   viste  globalmente,   formano  una  linea
    praticamente  continua  (e  non più delle scintille isolate,  come nel
    caso della camera a scintille).  L'apparecchiatura così  modificata  è
    una  "camera  a scarica",  ed è in grado di rivelare sia eventi che si
    verificano nella camera,  sia particelle  che  saettano  in  tutte  le
    direzioni,    laddove   la   camera   a   scintille   originaria   era
    insoddisfacente sotto entrambi gli aspetti.

    La trasmutazione degli elementi.

    Lasciando da parte le tecniche sofisticate più moderne per  lo  studio
    delle  tracce  delle  particelle  subatomiche,  ora  dobbiamo  tornare
    indietro di mezzo secolo per vedere  cosa  accadde  quando  Rutherford
    bombardò  i  nuclei  di  azoto  con  le  particelle  alfa in una delle
    originarie camere a nebbia di Wilson.  La particella alfa lasciava una
    traccia   che   terminava   improvvisamente  con  una  biforcazione  -
    evidentemente a causa di una collisione con un nucleo  di  azoto.  Uno
    dei  due  rami  era relativamente sottile,  e rappresentava un protone
    sbalzato via. L'altro ramo, una traccia corta e grossa,  rappresentava
    ciò che restava del nucleo di azoto che aveva subìto la collisione. Ma
    della  particella alfa stessa non vi era alcuna traccia.  Sembrava che
    dovesse esser stata assorbita dal nucleo di azoto, supposizione che fu
    in seguito  confermata  dal  fisico  inglese  Patrick  Maynard  Stuart
    Blackett;  si  dice  che  questi  abbia  effettuato  più  di ventimila
    fotografie per arrivare a mettere  insieme  otto  di  tali  collisioni
    (certamente  un  esempio di pazienza,  fede e tenacia sovrumane).  Per
    questo e altri  lavori  nel  campo  della  fisica  nucleare,  Blackett
    ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1948.
    A  quel  punto era possibile ricostruire cosa fosse successo al nucleo
    di azoto: catturando una particella  alfa,  il  suo  numero  di  massa
    saliva da 14 a 18 e la sua carica positiva da 7 a 9;  dato però che la
    combinazione espelleva immediatamente un protone,  il numero di  massa
    ridiscendeva a 17 e la carica positiva a 8.  Ora, l'elemento di carica
    positiva 8 è l'ossigeno,  mentre  il  numero  di  massa  17  individua
    l'isotopo dell'ossigeno 17.  In altri termini,  Rutherford,  nel 1919,
    aveva  trasmutato  l'azoto  in  ossigeno.   Si  trattava  della  prima
    trasmutazione   artificiale   della  storia  umana.   Il  sogno  degli
    alchimisti era stato realizzato,  anche se in una maniera che essi non
    avrebbero  potuto  né  prevedere  né  attuare  con  le  loro  tecniche
    primitive.
    Come  proiettili,   le  particelle  alfa   ottenute   dalle   sorgenti
    radioattive  presentavano  dei  limiti:  non  avevano certo abbastanza
    energia per  riuscire  a  penetrare  nei  nuclei  degli  elementi  più
    pesanti,   le  cui  elevate  cariche  positive  esercitano  una  forte
    repulsione sulle particelle cariche positivamente.  Ma la fortezza del
    nucleo era stata violata, e attacchi più energici sarebbero seguiti.

    NUOVE PARTICELLE.
    Il  problema  dell'attacco  al  nucleo ci riporta all'altra questione,
    quella della struttura del nucleo stesso. L'ipotesi protone-elettrone,
    pur spiegando perfettamente l'isotopia,  era in contrasto  con  alcuni
    altri fatti. Le particelle subatomiche in generale hanno una proprietà
    che  viene  chiamata  "spin",  in  qualche modo analoga alla rotazione
    assiale degli oggetti astronomici. Questo spin viene misurato in unità
    scelte in modo che protoni ed elettroni risultino avere spin o + 1  su
    2 o meno 1 su 2. Pertanto, un numero pari di elettroni o di protoni (o
    di entrambi),  contenuti tutti in uno stesso nucleo, gli conferirà uno
    spin uguale a zero o a un numero intero: + 1,  meno 1,  + 2,  meno 2 e
    così  via.  Se  il  nucleo  è  invece  formato da un numero dispari di
    elettroni,  di protoni o di entrambi,  lo spin totale sarà  un  numero
    semintero,  come + 1 su 2, meno 1 su 2, + 1 e mezzo, meno 1 e mezzo, +
    2 e mezzo,  meno 2 e mezzo,  e così via.  Se provate a fare  la  somma
    prima  di  un  numero pari e poi di un numero dispari di metà positive
    e/o negative, vedrete che le cose vanno per forza così.
    Ora si dava il caso che il nucleo di azoto avesse carica positiva +  7
    e massa 14. Secondo la teoria protone-elettrone, il suo nucleo avrebbe
    dovuto contenere 14 protoni per render conto della massa e 7 elettroni
    per neutralizzare metà della carica,  in modo che essa risultasse + 7.
    Pertanto il numero complessivo delle particelle in tale nucleo sarebbe
    dovuto essere pari a 21,  e lo spin totale sarebbe  dovuto  essere  un
    numero  semintero.  Ma  non  è così.  Lo spin del nucleo dell'atomo di
    azoto è un numero intero.
    Analoghe  discrepanze  furono  riscontrate  anche  in  altri   nuclei,
    cosicché  la  teoria protone-elettrone apparve decisamente inadeguata.
    Ma fintantoché i fisici non conoscevano altre particelle  subatomiche,
    era assai difficile che potessero escogitare una teoria sostitutiva.

    Il neutrone.

    Tuttavia,  nel  1930,  due  fisici  tedeschi,  Walther Bothe e Herbert
    Becker,  riferirono di aver causato l'emissione da parte del nucleo di
    una  nuova  radiazione  misteriosa,  eccezionalmente penetrante.  Tale
    radiazione era  stata  ottenuta  bombardando  atomi  di  berillio  con
    particelle alfa. L'anno prima, Bothe aveva ideato dei metodi per usare
    due  o  più  contatori  congiuntamente  nei  "conteggi a coincidenza".
    Grazie a essi si potevano individuare eventi nucleari  che  avvenivano
    in un milionesimo di secondo.  Per questo e altri contributi egli ebbe
    il premio Nobel per la fisica nel 1954.
    Due anni dopo la scoperta di Bothe e Becker,  una scoperta analoga  fu
    fatta dai fisici francesi Frédéric e Irène Joliot-Curie. (Irène era la
    figlia di Pierre e Marie Curie,  e Joliot,  sposandola, aveva aggiunto
    al proprio  il  cognome  Curie.)  Essi  avevano  usato  la  radiazione
    scoperta di recente, emessa dal berillio, per bombardare la paraffina,
    una  sostanza  simile alla cera,  composta di idrogeno e carbonio.  La
    radiazione espelleva protoni dalla paraffina.
    Il fisico inglese James Chadwick pensò subito che la radiazione  fosse
    costituita di particelle. Per determinare le loro dimensioni, bombardò
    degli atomi di boro con tali particelle e calcolò, in base all'aumento
    della massa del nuovo nucleo formatosi,  che la massa della particella
    aggiunta al boro sarebbe dovuta  essere  circa  uguale  a  quella  del
    protone.  Eppure  tale particella non era osservabile in una camera di
    Wilson. Chadwick giunse alla conclusione che la particella fosse priva
    di  carica  elettrica;  infatti  in  tal  caso  non  avrebbe  prodotto
    ionizzazione  e  per  questa  ragione  non  si  sarebbe  verificata la
    condensazione delle goccioline di acqua.
    Così Chadwick stabilì  che  si  era  in  presenza  di  una  particella
    completamente nuova - che aveva circa la stessa massa del protone,  ma
    era priva di carica,  ossia elettricamente neutra.  Da tempo era stata
    presa  in  considerazione  la  possibilità  che  esistesse  una simile
    particella, per la quale era stato anche proposto un nome: "neutrone".
    Chadwick accettò tale nome.  Per  la  scoperta  del  neutrone  gli  fu
    conferito il premio Nobel per la fisica nel 1935.
    La nuova particella risolse subito vari problemi che avevano indotto i
    fisici  teorici  a dubitare del modello protone-elettrone proposto per
    il nucleo.  Il fisico teorico tedesco Werner Heisenberg  confermò  che
    l'idea  di  un  nucleo  costituito  da protoni e neutroni,  anziché da
    protoni  ed  elettroni,  forniva  uno  schema  esplicativo  molto  più
    soddisfacente;  per esempio,  si poteva concepire il nucleo dell'azoto
    come costituito di sette protoni e sette neutroni, il che avrebbe dato
    come numero di massa 14 e come carica totale  (numero  atomico)  +  7.
    Inoltre,  il  numero  totale delle particelle del nucleo sarebbe stato
    quattordici - un numero pari - anziché ventuno  (un  numero  dispari),
    com'era  nella  teoria  precedente.  Dato  che  il  neutrone,  come il
    protone, ha spin + 1 su 2 o meno 1 su 2,  un numero pari di neutroni e
    protoni  avrebbe  comportato per il nucleo dell'azoto uno spin intero,
    in accordo con i fatti osservati.  Tutti i nuclei con spin che non  si
    potevano spiegare con la teoria protone-elettrone,  risultarono dotati
    di  spin  in  accordo  con  la  teoria  protone-neutrone.   La  teoria
    protoneneutrone   fu   subito  accettata  e  nessuno  l'ha  più  messa
    seriamente in discussione;  all'interno del nucleo non ci sono  dunque
    elettroni.
    Inoltre,  il  nuovo  modello offriva - al pari del vecchio - un ottimo
    accordo con la tavola periodica degli elementi.  Il nucleo  dell'elio,
    per  esempio,  veniva  ora  a  essere  costituito da due protoni e due
    neutroni,  il che spiegava la sua massa uguale a 4  e  la  sua  carica
    nucleare  pari a 2 unità.  Il modello spiegava anche l'esistenza degli
    isotopi nel modo più semplice: per esempio,  il nucleo del  cloro  35,
    secondo  la nuova teoria,  era formato da 17 protoni e 18 neutroni,  e
    quello del cloro 37 da 17 protoni e  20  neutroni.  Entrambi  avevano,
    quindi,  la stessa carica nucleare,  e il peso aggiuntivo dell'isotopo
    più pesante era spiegato dai due neutroni in più. Analogamente,  i tre
    isotopi  dell'ossigeno  differivano  solo  per  il numero di neutroni:
    l'ossigeno 16 aveva 8 protoni e 8 neutroni,  l'ossigeno  17  ne  aveva
    rispettivamente 8 e 9; l'ossigeno 18 aveva 8 protoni e 10 neutroni.
    In  breve,  ogni  elemento  poteva  essere  definito semplicemente dal
    numero dei protoni  del  suo  nucleo,  che  è  equivalente  al  numero
    atomico.  Ma  tutti  gli elementi,  salvo l'idrogeno,  contenevano nel
    nucleo anche dei neutroni: il numero di massa  del  nuclide  era  pari
    alla somma dei suoi protoni e dei suoi neutroni.  Così, il neutrone si
    aggiungeva al protone  come  mattone  costitutivo  fondamentale  della
    materia.  Per comodità,  oggi li si indica con la comune denominazione
    di "nucleoni",  termine che fu usato per la prima volta nel  1941  dal
    fisico  danese  Christian Moller,  e dal quale è poi derivato anche il
    termine "nucleonica",  proposto nel 1944 dall'ingegnere americano  Zay
    Jeffries per la scienza e la tecnologia relative al nucleo.
    Questa  nuova  comprensione  della struttura nucleare ha portato a una
    nuova classificazione dei nuclidi. Come abbiamo visto,  nuclidi aventi
    un numero uguale di protoni sono isotopi; nuclidi con lo stesso numero
    di neutroni sono "isotoni".  (Ne sono un esempio l'idrogeno 2 e l'elio
    3,  che hanno ciascuno un solo neutrone nel nucleo.) Nuclidi che hanno
    lo  stesso numero totale di nucleoni e pertanto uguale numero di massa
    - come il calcio 40 e l'argo 40 - sono "isobari".
    La  teoria  protone-neutrone,   in  un  primo  tempo,   lasciava  però
    inspiegato  il  fatto  che  i  nuclei  radioattivi  potessero emettere
    particelle beta, cioè elettroni. Da dove venivano questi elettroni, se
    nel nucleo non ce n'erano?  Ma anche  questo  problema  trovò  la  sua
    soluzione, come chiarirò brevemente.

    Il positrone.

    La  scoperta  del  neutrone  deluse  i  fisici  sotto un aspetto molto
    importante.  Prima,  essi avevano  potuto  concepire  l'universo  come
    costituito  di  due  sole  particelle  fondamentali  -  il  protone  e
    l'elettrone -; ora se ne doveva aggiungere una terza.  E ogni rinuncia
    alla semplicità è spiacevole per gli scienziati.
    Ma  questo  non  era che il principio,  come risultò in seguito.  Quel
    passo indietro sulla strada della semplicità si tramutò ben presto  in
    una   rotta   precipitosa:  molte  altre  particelle  dovevano  essere
    scoperte.
    I fisici studiavano già da parecchi anni i misteriosi "raggi  cosmici"
    provenienti  dallo  spazio,  scoperti  nel  1911  dal fisico austriaco
    Victor  Francis  Hess  durante  i  suoi  voli  in  pallone   nell'alta
    atmosfera.
    La  presenza  di  tale radiazione fu rivelata con uno strumento la cui
    estrema semplicità  potrebbe  rincuorare  chi  crede  che  la  scienza
    necessiti  sempre  di  apparecchiature  terribilmente  complicate.  Lo
    strumento era un comune "elettroscopio",  costituito  di  due  sottili
    foglie  d'oro  sospese  a un'asta metallica all'interno di una scatola
    pure metallica dotata di finestre.  (Tale strumento si può considerare
    una  derivazione  di  quello  costruito  dal  fisico  inglese  Francis
    Hauksbee, addirittura nel 1706.)
    Se  si  carica  l'asta  metallica  dell'elettroscopio  di  elettricità
    statica,  le  due lamine d'oro si allontanano.  In teoria,  dovrebbero
    restare  così  per  sempre,   ma  gli  ioni  presenti   nell'atmosfera
    circostante,   rendendo  quest'ultima  conduttrice,  fanno  lentamente
    perdere la carica  all'oro,  e  le  due  lamine  si  riavvicinano.  Le
    radiazioni  ad alta energia - come i raggi X,  i raggi gamma o i fasci
    di particelle cariche  -  producono  gli  ioni  necessari  per  questa
    dispersione  di  carica.  Anche  se  l'elettroscopio  è ben schermato,
    sussiste una perdita lenta,  che indica la presenza di una  radiazione
    molto penetrante,  non direttamente associata alla radioattività.  Era
    questa radiazione penetrante a crescere d'intensità via via  che  Hess
    ascendeva  nell'atmosfera.  Per  questa scoperta,  Hess ebbe il premio
    Nobel per la fisica nel 1936.
    Il fisico americano Robert Andrews  Millikan,  che  raccolse  un  gran
    numero  di  informazioni su queste radiazioni (e diede loro il nome di
    "raggi  cosmici",  stabilì  che  doveva  trattarsi  di  una  forma  di
    radiazione  elettromagnetica.  Il  suo potere di penetrazione era tale
    che parte di essa avrebbe potuto attraversare perfino lastre di piombo
    spesse qualche metro.  A Millikan ciò fece pensare che  la  radiazione
    doveva  essere  simile  ai  penetranti  raggi  gamma,  sebbene con una
    lunghezza d'onda ancora inferiore.
    Altri,   soprattutto  il  fisico  americano  Arthur   Holly   Compton,
    sostenevano   invece   che  i  raggi  cosmici  fossero  costituiti  da
    particelle.  Esisteva un modo per risolvere il dilemma.  Se  si  fosse
    trattato  di particelle cariche,  esse avrebbero dovuto essere deviate
    dal campo magnetico terrestre via via che,  dallo spazio  esterno,  si
    avvicinavano  alla  terra.   Compton  analizzò  le  misurazioni  della
    radiazione cosmica fatte a varie latitudini,  e trovò che essa seguiva
    effettivamente   il   campo  magnetico,   essendo  più  debole  vicino
    all'equatore magnetico e più forte vicino ai poli,  dove le  linee  di
    forza magnetiche si immergono nella terra.
    Quando penetrano nell'atmosfera, le particelle cosmiche primarie hanno
    energie eccezionalmente alte. Perlopiù si tratta di protoni, ma alcune
    sono  nuclei  di  elementi più pesanti.  In generale,  più il nucleo è
    pesante, più esso è raro tra le particelle cosmiche.  Nuclei complessi
    come quelli del ferro furono scoperti abbastanza presto;  nel 1968, si
    trovarono anche  nuclei  complessi  come  quelli  dell'uranio;  questi
    ultimi erano nella proporzione di uno su 10 milioni di particelle.  Si
    trovarono anche alcuni elettroni con energia molto elevata.
    Quando le particelle primarie  colpiscono  gli  atomi  e  le  molecole
    dell'aria,  mandano in pezzi i loro nuclei, dando origine a ogni sorta
    di particelle secondarie.  E la radiazione  secondaria  (ancora  molto
    energetica)  quella  che rileviamo in vicinanza della terra,  mentre i
    palloni inviati negli strati superiori dell'atmosfera sono riusciti  a
    registrare anche la radiazione primaria.
    Ora,  fu  proprio  in  conseguenza della ricerca sui raggi cosmici che
    venne individuata (dopo il neutrone) un'altra nuova particella. Questa
    scoperta in realtà era stata  prevista  da  un  fisico  teorico:  Paul
    Adrien  Maurice Dirac aveva concluso,  in base a un'analisi matematica
    delle proprietà delle  particelle  subatomiche,  che  ogni  particella
    doveva  avere  un'"antiparticella".  (Gli scienziati vorrebbero che la
    natura fosse,  oltre che semplice,  anche simmetrica.) Dovevano dunque
    esistere  un  "antielettrone",  esattamente  uguale  all'elettrone  ma
    dotato di carica positiva anziché negativa, e un "antiprotone" con una
    carica negativa anziché positiva.
    La teoria di Dirac non fece  grande  scalpore  nel  mondo  scientifico
    quando egli la propose,  nel 1930.  Ma, due anni dopo, l'antielettrone
    saltò fuori davvero.  Il fisico americano Carl  David  Anderson  stava
    studiando  con  Millikan  la  questione  se  i  raggi  cosmici fossero
    radiazione elettromagnetica o particelle.  A quell'epoca quasi tutti i
    fisici  erano  disposti  ad  accettare  le  prove portate da Compton a
    favore dell'ipotesi delle particelle cariche,  ma Millikan  non  amava
    perdere,  e  faceva di tutto perché la questione non fosse considerata
    chiusa.  Anderson decise di verificare se i raggi cosmici,  introdotti
    in  una  camera  a  nebbia,  venissero  deviati  da  un  intenso campo
    magnetico.   Per  rallentare  i  raggi  a  sufficienza  perché   fosse
    osservabile  una curvatura - se c'era - Anderson mise nella camera una
    barriera di piombo dello spessore di circa 6 millimetri: scoprì che la
    radiazione cosmica che attraversava la  camera,  dopo  essere  passata
    attraverso il piombo,  presentava effettivamente una traccia curva. Ma
    scoprì anche qualcosa d'altro. Nell'attraversare la barriera,  i raggi
    cosmici ad alta energia facevano schizzare fuori dagli atomi di piombo
    alcune particelle: una di esse diede origine a una traccia che era del
    tutto  simile  a  quella  di  un  elettrone,  però  s'incurvava  nella
    direzione sbagliata!  La  stessa  massa,  ma  carica  opposta.  Eccolo
    dunque,  l'antielettrone  di  Dirac.  Anderson  diede  alla particella
    appena scoperta il nome di "positrone": esso costituisce un esempio di
    radiazione secondaria prodotta dai raggi cosmici; nel 1963,  però,  si
    scoprì che i positroni si trovano anche nella radiazione primaria.
    Lasciato   a   se   stesso,   il   positrone   è  altrettanto  stabile
    dell'elettrone (e perché non dovrebbe esserlo,  visto che è  identico,
    salvo  per la carica elettrica?): esso può sussistere indefinitamente.
    Tuttavia,  non viene affatto lasciato a  se  stesso,  perché  viene  a
    trovarsi in un universo pieno di elettroni;  non appena sfreccia nello
    spazio,  quasi  immediatamente  (diciamo,   entro  un  milionesimo  di
    secondo) si trova in vicinanza di uno di questi.
    Per un istante può sussistere un'associazione elettrone-positrone, una
    situazione  in  cui le due particelle girano l'una intorno all'altra e
    attorno a un centro di forza comune.  Nel 1945,  il  fisico  americano
    Arthur   Edward  Ruark  propose  di  chiamare  questo  sistema  a  due
    particelle "positronio",  e nel 1951 il fisico austro-americano Martin
    Deutsch  riuscì  a  rivelare la presenza del positronio in virtù della
    caratteristica radiazione gamma da esso emessa.
    Tuttavia, il positronio, anche se si forma,  resta in vita solo per un
    decimilionesimo  di  secondo,  al  massimo.  La  danza  termina  in un
    abbraccio fra elettrone  e  positrone.  Quando  questi  due  frammenti
    opposti  di materia si combinano,  si annullano reciprocamente,  senza
    lasciare alcun residuo materiale  ("mutua  annichilazione"):  ciò  che
    resta  è  solo  energia,  sotto  forma  di  raggi  gamma.  Veniva così
    confermata l'idea di Albert Einstein  che  si  potesse  convertire  la
    materia in energia e viceversa. E infatti Anderson riuscì ben presto a
    osservare  anche  il fenomeno inverso,  cioè l'improvvisa scomparsa di
    raggi  gamma,  con  immediata  formazione  di  una  coppia  elettrone-
    positrone.  Questo fenomeno viene chiamato "produzione di una coppia".
    (Anderson condivise con Hess il premio Nobel per la fisica nel 1936.)
    Poco tempo dopo,  i  Joliot-Curie  si  imbatterono  nel  positrone  in
    un'altra  situazione,  facendo  a  loro  volta un'importante scoperta.
    Bombardando atomi di alluminio con particelle alfa, essi videro che si
    ottenevano non solo dei protoni,  ma anche dei positroni - cosa  certo
    interessante,  ma  in  se  stessa  non eccessivamente emozionante.  Ma
    quando fecero cessare il bombardamento, l'alluminio seguitò a emettere
    positroni!   L'emissione  svanì  lentamente  col  passare  del  tempo.
    Sembrava dunque che i due scienziati avessero creato nel bersaglio una
    nuova sostanza radioattiva.
    I  Joliot-Curie  diedero  la  seguente  interpretazione  di quanto era
    successo: quando un nucleo di alluminio assorbiva una particella alfa,
    l'aggiunta di due protoni trasmutava l'alluminio (numero  atomico  13)
    in fosforo (numero atomico 15).  Dato che la particella alfa conteneva
    in tutto quattro nucleoni,  il numero di massa era salito  di  quattro
    unità:  si era cioè passati da alluminio 27 a fosforo 31.  Ora,  se la
    reazione  espelleva  un  protone  da  questo   nucleo,   esso   doveva
    trasformarsi in un altro elemento, cioè in silicio 30, in seguito alla
    riduzione  di  un'unità  tanto  del  numero  atomico che del numero di
    massa.
    Dato che una particella alfa è un nucleo di elio e  un  protone  è  un
    nucleo di idrogeno, possiamo scrivere come segue l'equazione di questa
    reazione nucleare:

    alluminio 27 + elio 4 genera silicio 30 + idrogeno 1.

    Si  noti  la  conservazione  del  numero  di  massa:  27 + 4 = 30 + 1.
    Altrettanto dicasi per i numeri atomici: 13  per  l'alluminio,  2  per
    l'elio,  totale  15;  il  numero  atomico  del  silicio  è 14 e quello
    dell'idrogeno  1,   il  che  dà  ancora  un  totale  di   15.   Questa
    conservazione  sia  del  numero  di massa che del numero atomico è una
    regola generale delle reazioni nucleari.
    I  Joliot-Curie  supposero  che  nella  reazione  si  fossero  formati
    neutroni  oltre  che  protoni.  Se il fosforo 31 emettesse un neutrone
    anziché un protone,  il numero atomico non cambierebbe,  ma quello  di
    massa  scenderebbe di un'unità.  In tal caso l'elemento,  pur restando
    fosforo,  diventerebbe fosforo 30.  L'equazione corrispondente sarebbe
    la seguente:

    alluminio 27 + elio 4 genera fosforo 30 + neutrone 1.

    Dato che il numero atomico del fosforo è 15 e quello del neutrone è 0,
    anche  qui  i  numeri  atomici  hanno  somma  costante  nei due membri
    dell'equazione.
    I due processi - l'assorbimento  alfa  seguito  dall'emissione  di  un
    protone, e l'assorbimento alfa seguito dall'emissione di un neutrone -
    avvengono entrambi quando si bombarda l'alluminio con particelle alfa:
    ma nei due casi i prodotti finali sono assai differenti. Il silicio 30
    è un ben noto isotopo del silicio, e ne costituisce in natura poco più
    del  3 per cento,  mentre il fosforo 30 non esiste in natura.  L'unica
    forma naturale nota del fosforo è il fosforo 31;  in poche parole,  il
    fosforo  30  è  un isotopo radioattivo con vita media breve,  che oggi
    esiste solo se lo si produce artificialmente;  anzi,  esso è stato  il
    primo  isotopo  radioattivo  prodotto  in laboratorio.  I Joliot-Curie
    ricevettero il premio Nobel per  la  chimica  nel  1935  per  la  loro
    scoperta della radioattività artificiale.
    Il   fosforo   30  instabile  prodotto  dai  Joliot-Curie  bombardando
    l'alluminio si disintegrava rapidamente, emettendo positroni. Dato che
    questi ultimi,  come gli elettroni,  non  hanno,  in  pratica,  massa,
    questa  emissione  non  cambiava il numero di massa del nucleo;  ma la
    perdita di una carica positiva riduceva di uno il suo numero  atomico,
    convertendo l'elemento da fosforo in silicio.
    Da  dove  veniva  il positrone?  Era forse anch'esso un componente del
    nucleo? La risposta è negativa. Ciò che accade invece è che un protone
    del nucleo diventa un neutrone perdendo la sua  carica  positiva,  che
    viene liberata sotto forma di un positrone veloce.
    Ora  l'emissione  di  particelle  beta  -  l'enigma  che  abbiamo  già
    incontrato in questo capitolo - poteva  essere  spiegata.  Essa  è  il
    risultato di un processo che è esattamente l'inverso di quello con cui
    un  protone  decade in un neutrone.  Cioè in questo caso è un neutrone
    che diventa un protone.  Il  decadimento  protone-neutrone  libera  un
    positrone,  e,  per  mantenere la simmetria,  il decadimento neutrone-
    protone libera un elettrone,  cioè una particella  beta.  Perdere  una
    carica  negativa  equivale  ad  acquistare una carica positiva,  e ciò
    spiega la formazione di un protone carico positivamente a  partire  da
    un  neutrone  privo  di carica.  Come fa,  però,  il neutrone privo di
    carica  a  procurarsi  una  carica  negativa  da  emettere  poi  verso
    l'esterno?
    In effetti,  se si trattasse solo di una carica negativa,  il neutrone
    non potrebbe produrla.  Due secoli di esperienza  hanno  insegnato  ai
    fisici  che  non si può creare dal nulla né una carica positiva né una
    carica negativa,  così come non si può distruggere una carica dell'uno
    o  dell'altro  segno.  E'  la  legge  di  "conservazione  della carica
    elettrica".
    Ma il neutrone non crea soltanto un elettrone  in  questo  decadimento
    beta: crea anche un protone.  Il neutrone privo di carica scompare,  e
    al suo posto restano un protone carico positivamente  e  un  elettrone
    carico  negativamente: "prese insieme",  le due nuove particelle hanno
    una carica elettrica complessiva uguale a zero. A conti fatti, dunque,
    non è stata creata alcuna carica. Analogamente,  quando un positrone e
    un  elettrone  si incontrano annichilandosi a vicenda,  la loro carica
    "complessiva" è uguale a zero fin dall'inizio.
    Quando un protone emette  un  positrone  diventando  un  neutrone,  la
    particella  originaria (il protone) ha carica positiva e le particelle
    finali (il neutrone e  il  positrone),  prese  insieme,  hanno  carica
    positiva.
    E'  anche  possibile  che  un nucleo assorba un elettrone;  quando ciò
    accade,  un protone  del  nucleo  si  trasforma  in  un  neutrone.  Un
    elettrone  più  un  protone (che insieme hanno carica zero) formano un
    neutrone,  anch'esso con carica zero.  L'elettrone catturato  proviene
    dallo strato più interno dell'atomo,  dato che gli elettroni di quello
    strato,  essendo i più prossimi  al  nucleo,  sono  i  più  facili  da
    catturare.  E  poiché  lo strato più interno è quello K (vedi capitolo
    sesto), il processo viene detto "cattura K".  In tal caso un elettrone
    dello  strato  L  cade nel posto vacante,  e viene emesso un raggio X.
    Sono proprio questi raggi X a consentire di rivelare la cattura  K,  e
    questo  fenomeno  fu  osservato per la prima volta nel 1938 dal fisico
    americano  Luis  Walter  Alvarez.   Le  ordinarie  reazioni   nucleari
    interessano  solo  il  nucleo  e  solitamente non sono influenzate dai
    cambiamenti chimici, i quali riguardano i soli elettroni.  Dato che la
    cattura  K  interessa,  oltre  al  nucleo,  anche  gli  elettroni,  la
    probabilità che si verifichi può essere in qualche misura alterata  in
    seguito a mutamenti chimici.
    Tutte  queste  interazioni  tra  particelle  soddisfano  la  legge  di
    conservazione della carica elettrica,  e devono soddisfare anche altre
    leggi  di conservazione.  Qualsiasi interazione tra particelle che non
    violi alcuna legge di conservazione si  verificherà,  prima  o  poi  -
    pensano  i  fisici  - e un osservatore munito di strumenti opportuni e
    della necessaria pazienza finirà per rilevarla.  Invece gli eventi che
    violano  una  legge  di  conservazione  sono  «proibiti» e non avranno
    luogo. Purtuttavia, i fisici di quando in quando scoprono con sorpresa
    che quella che era sembrata una legge di conservazione non è poi  così
    ferrea  o così universale come era parsa in un primo tempo.  Su questo
    torneremo in seguito.

    Elementi radioattivi.

    Dopo che i Joliot-Curie ebbero creato  il  primo  isotopo  radioattivo
    artificiale,  i  fisici  si  misero allegramente a produrne a legioni.
    Ormai sono state realizzate in laboratorio varietà radioattive di ogni
    elemento della  tavola  periodica.  Nella  versione  moderna  di  tale
    tavola, ogni elemento è, in realtà, una famiglia, con membri stabili e
    instabili, alcuni dei quali esistono in natura, mentre altri sono solo
    prodotti di laboratorio.
    Per  esempio,  l'idrogeno  esiste in tre varietà.  Prima di tutto vi è
    l'idrogeno ordinario,  quello che contiene solo un protone;  nel 1932,
    il chimico Harold Urey riuscì a isolarne una seconda varietà,  facendo
    evaporare lentamente una grande quantità  d'acqua,  nella  convinzione
    che  alla  fine  vi  si  sarebbe concentrata una forma di idrogeno più
    pesante, di cui si sospettava l'esistenza.  E infatti,  quando esaminò
    allo spettroscopio le ultime goccioline di acqua non evaporata,  trovò
    una debole riga spettrale esattamente  nella  posizione  prevista  per
    l'"idrogeno pesante".
    Il  nucleo  dell'idrogeno  pesante  è  fatto  di  un  protone  e di un
    neutrone.  Avendo numero di massa 2,  l'isotopo è l'idrogeno 2,  a cui
    Urey  diede  il nome di "deuterio",  che in greco significa «secondo»,
    mentre chiamò "deutone" il suo nucleo. Una molecola d'acqua contenente
    deuterio viene detta "acqua pesante".  Dato che il deuterio  ha  massa
    doppia di quella dell'idrogeno ordinario,  l'acqua pesante ha punti di
    ebollizione  e  di  congelamento  più  elevati  di  quelli  dell'acqua
    ordinaria.  Mentre l'acqua ordinaria bolle a 100 gradi C e congela a 0
    gradi C, l'acqua pesante bolle a 101,42 gradi C e congela a 3,79 gradi
    C.  Lo stesso deuterio ha una temperatura di ebollizione di 23,7 gradi
    K,  a  fronte  dei 20,4 gradi K dell'idrogeno ordinario.  In natura il
    deuterio è presente nel  rapporto  di  una  parte  su  6000  parti  di
    idrogeno ordinario.  Urey ricevette il premio Nobel per la chimica nel
    1934, per la scoperta del deuterio.
    Risultò  che  il  deutone  era  una  particella  molto  utile  per  il
    bombardamento  dei  nuclei.  Nel  1934,  il  fisico australiano Marcus
    Lawrence  Elwin  Oliphant  e  il  chimico  austriaco   Paul   Harteck,
    bombardando lo stesso deuterio con deutoni, produssero una terza forma
    di idrogeno, fatta di un protone e di due neutroni. La reazione era la
    seguente:

    idrogeno 2 + idrogeno 2 genera idrogeno 3 + idrogeno 1.

    Il nuovo idrogeno «superpesante» venne chiamato "tritio", dalla parola
    greca che significa «terzo»,  e il suo nucleo "tritone".  Il suo punto
    di ebollizione è 25,0 gradi K e il suo punto di fusione 20,5 gradi  K.
    E'  stato ottenuto anche ossido di tritio puro ("acqua superpesante"),
    il cui punto di fusione è a 4,5 gradi C.  Il tritio  è  radioattivo  e
    decade piuttosto rapidamente; esiste in natura, dato che si forma come
    prodotto  del bombardamento dell'atmosfera da parte dei raggi cosmici.
    Decadendo,  esso emette un elettrone e si  trasforma  in  elio  3,  un
    isotopo stabile ma raro dell'elio, di cui abbiamo parlato nel capitolo
    precedente.
    Nell'elio atmosferico,  solo un atomo su 800 mila è elio 3;  questo ha
    indubbiamente  origine  dal  decadimento  dell'idrogeno  3,  cioè  del
    tritio,  che  a  sua  volta  si  forma nelle reazioni nucleari causate
    dall'impatto dei raggi cosmici sugli atomi dell'atmosfera.  Il  tritio
    presente  come  tale  in  un  qualsiasi istante è ancora più scarso: è
    stato calcolato che in tutta l'atmosfera e in tutti gli oceani  ve  ne
    sarebbero  meno  di due chilogrammi.  Il contenuto di elio 3 nell'elio
    estratto dai pozzi di gas naturale, in cui i raggi cosmici hanno avuto
    minor opportunità di dare origine al tritio,  è percentualmente ancora
    più basso.
    Questi due isotopi,  elio 3 ed elio 4, non sono gli unici esistenti: i
    fisici hanno creato due forme radioattive di elio:  elio  5,  uno  dei
    nuclei  più  instabili  che si conoscano,  ed elio 6,  anch'esso molto
    instabile.
    E  si  potrebbe  continuare:  oggi  l'elenco  degli  isotopi  noti  ha
    raggiunto  un  totale  di  circa  1400,  più  di  1100  dei quali sono
    radioattivi;  molti di essi sono stati creati mediante nuove forme  di
    bombardamento nucleare,  assai più potenti di quello effettuato con le
    particelle alfa provenienti dalle sorgenti radioattive,  che erano gli
    unici proiettili a disposizione di Rutherford e dei Joliot-Curie.
    Il  genere di esperimento effettuato dai Joliot-Curie all'inizio degli
    anni trenta sembrava a quel tempo destinato a rimanere confinato nella
    torre d'avorio della scienza, senza particolari applicazioni pratiche.
    I fatti dovevano dimostrare il contrario. Supponiamo di bombardare con
    neutroni un insieme di atomi di un solo tipo, o di più tipi: una certa
    percentuale di ogni tipo di atomi assorbirà un  neutrone,  producendo,
    in genere,  un atomo radioattivo; questo decadrà, emettendo radiazione
    sotto forma di particelle o di raggi gamma.
    Ogni tipo di  atomo  assorbirà  i  neutroni  dando  luogo  a  un  tipo
    differente  di  atomo  radioattivo,  che emetterà radiazione diversa e
    caratteristica.   Tale  radiazione  può  essere  rivelata  con  grande
    sensibilità  e  selettività:  dalle caratteristiche della radiazione e
    dalla  velocità  con  cui  diminuisce  la  sua  produzione,   si   può
    identificare  l'atomo  radioattivo  che  la  emette,  e da esso si può
    risalire all'atomo originario,  qual era prima  dell'assorbimento  del
    neutrone.  In  tal  modo  è  possibile  analizzare le sostanze con una
    precisione senza precedenti ("analisi per attivazione  da  neutroni"):
    si possono rivelare quantità minime, dell'ordine di un trilionesimo di
    grammo, di un particolare nuclide.
    L'analisi per attivazione da neutroni può essere usata per determinare
    piccolissime  differenze  nelle  impurità  contenute  in  campioni  di
    particolari pigmenti che risalgono  a  secoli  diversi;  si  può  così
    stabilire, per esempio, l'autenticità di un quadro antico, usando solo
    un minuscolo frammento del suo colore.  Altre applicazioni altrettanto
    raffinate sono possibili: sono stati esaminati perfino alcuni  capelli
    del  cadavere  di  Napoleone,  sepolto  da  un secolo e mezzo,  e si è
    trovato che contenevano piccole quantità  di  arsenico  -  benché  sia
    difficile stabilire se esso provenisse da un medicinale, da un veleno,
    o vi si trovasse casualmente.

    Acceleratori di particelle.

    Dirac  aveva  previsto  non  solo un antielettrone (il positrone),  ma
    anche un antiprotone.  Ma per produrre un antiprotone ci voleva  molta
    più  energia;  infatti l'energia necessaria è proporzionale alla massa
    della particella in questione.  Dato che la massa del protone  è  1836
    volte   quella   dell'elettrone,   la  formazione  di  un  antiprotone
    richiedeva almeno 1836 volte l'energia necessaria per la formazione di
    un positrone.  L'impresa  dovette  quindi  attendere  l'invenzione  di
    un'apparecchiatura  capace  di  accelerare  le  particelle subatomiche
    imprimendo loro energie sufficientemente alte.
    Ai tempi della previsione di Dirac erano appena stati  fatti  i  primi
    passi  in  questa direzione.  Nel 1928,  i fisici inglesi John Douglas
    Cockcroft e Ernest Thomas Sinton Walton,  lavorando nel laboratorio di
    Rutherford,   svilupparono   un  "moltiplicatore  di  tensione",   uno
    strumento capace di creare elevati potenziali elettrici,  e quindi  di
    conferire  al  protone un'energia di quasi 400 mila elettronvolt.  (Un
    "elettronvolt" è pari all'energia acquisita da un elettrone accelerato
    in un campo elettrico con una differenza di potenziale di 1 volt.) Con
    protoni accelerati  in  tale  macchina,  i  due  fisici  riuscirono  a
    spezzare il nucleo del litio,  risultato per cui ricevettero il premio
    Nobel per la fisica nel 1951.
    Nel frattempo il fisico americano Robert Jemison Van de  Graaff  stava
    realizzando  un  altro  tipo  di  macchina  acceleratrice,  che  opera
    essenzialmente  una   separazione   degli   elettroni   dai   protoni,
    depositandoli agli estremi opposti dell'apparecchio mediante un nastro
    trasportatore.   Il  "generatore  elettrostatico  di  Van  de  Graaff"
    riusciva così a sviluppare  una  differenza  di  potenziale  elettrico
    molto  alta  tra i due estremi opposti;  Van de Graaff raggiunse gli 8
    milioni di volt.  I generatori elettrostatici oggi sono  in  grado  di
    accelerare  facilmente  i protoni fino a una velocità corrispondente a
    24 milioni di elettronvolt (i milioni di elettronvolt vengono indicati
    con l'abbreviazione "Mev").
    Le  immagini  sensazionali  delle  enormi   scintille   prodotte   nel
    generatore  elettrostatico  di  Van  de  Graaff suscitarono nel grosso
    pubblico  molto  interesse  e  resero  popolare  questa  macchina  per
    «frantumare  gli atomi»,  immaginata spesso come un congegno capace di
    produrre «fulmini artificiali»;  naturalmente,  era molto di più.  (Un
    generatore  destinato  a  produrre nient'altro che fulmini artificiali
    era   stato   effettivamente   costruito   nel   1922   dall'ingegnere
    elettrotecnico tedesco-americano Charles Proteus Steinmetz.)
    L'energia  che  si  può  raggiungere con tale macchina trova un limite
    superiore nel fatto che le differenze di potenziale,  in pratica,  non
    possono essere aumentate indefinitamente.  Ben presto,  però, si trovò
    un altro sistema: si supponga di  accelerare  le  particelle  con  una
    serie  di  piccole  spinte,   anziché  con  un  unico,   forte  colpo.
    Distanziando nel  tempo  in  modo  appropriato  tali  spinte,  si  può
    aumentare  ogni  volta  la  velocità,  proprio  come si può far salire
    sempre più in alto un bambino in altalena imprimendogli  delle  spinte
    «in fase» con le sue oscillazioni.
    Nacque da quest'idea,  nel 1931,  l'"acceleratore lineare",  in cui le
    particelle sono introdotte in un tubo suddiviso in sezioni:  la  forza
    acceleratrice  è un campo elettrico alternato,  predisposto in modo da
    impartire una nuova spinta alle particelle ogni volta che esse entrano
    in una successiva sezione.  Ciascuna sezione deve pertanto essere  più
    lunga  della  precedente  perché  le  particelle,  pur acquistando una
    velocità sempre maggiore, impieghino lo stesso tempo a percorrere ogni
    sezione, mantenendosi in fase con le spinte.
    Non è facile ottenere l'indispensabile  sincronizzazione;  e  comunque
    esiste  un limite alla lunghezza che,  in pratica,  un tubo può avere;
    pertanto l'acceleratore lineare non ebbe grande  successo  negli  anni
    trenta. Una delle ragioni che contribuirono a farlo passare in secondo
    piano  fu  il  fatto  che  Ernest  Orlando Lawrence dell'Università di
    California ebbe un'idea migliore.
    Invece di obbligare le particelle a  percorrere  un  tubo  rettilineo,
    perché  non farle girare lungo un percorso circolare,  ricorrendo a un
    magnete  per  incurvarne  la  traiettoria?  Ogni  volta  che  avessero
    descritto  una  semicirconferenza,  avrebbero  ricevuto una spinta dal
    campo  alternato;  non  sarebbe  più  stato  così  difficile,  allora,
    controllare  la  sincronizzazione.  Via via che le particelle avessero
    acquistato una maggior velocità,  il magnete ne avrebbe incurvato meno
    il  percorso,  in modo da far loro descrivere circonferenze sempre più
    ampie,  impiegando verosimilmente un tempo uguale per ogni giro.  Alla
    fine della loro corsa a spirale,  le particelle sarebbero uscite dalla
    camera circolare (suddivisa, in realtà,  in due metà semicircolari,  a
    forma di «D»), colpendo il bersaglio.
    La  nuova apparecchiatura di Lawrence,  più compatta delle precedenti,
    prese il nome di "ciclotrone".  Il suo primo modello,  del diametro di
    una  trentina  di centimetri,  riusciva ad accelerare i protoni fino a
    circa 1,25 Mev.  Nel 1939 l'Università di California disponeva  di  un
    ciclotrone con un magnete del diametro di un metro e mezzo,  capace di
    accelerare le particelle fino a circa 20  Mev,  cioè  a  una  velocità
    doppia  di  quella  delle particelle alfa più energetiche emesse dagli
    atomi radioattivi.  In quello stesso anno Lawrence ricevette il premio
    Nobel per la fisica per la sua invenzione.
    Il ciclotrone però dovette arrestarsi attorno ai 20 Mev, perché a tale
    energia le particelle viaggiavano così velocemente che l'aumento della
    massa con la velocità - effetto previsto dalla teoria della relatività
    di  Einstein  -  diventava  apprezzabile.  Questo  aumento della massa
    faceva ritardare le particelle,  provocandone lo  sfasamento  rispetto
    agli  impulsi  elettrici.  Era però possibile correre ai ripari,  come
    fecero,  indipendentemente,  il fisico sovietico  Vladimir  Iosifovic'
    Veksler  e  il  fisico  californiano Edwin Mattison McMillan nel 1945.
    Bastava sincronizzare il campo elettrico alternato  con  l'aumento  di
    massa  delle  particelle:  questa  versione  modificata del ciclotrone
    venne chiamata "sincrociclotrone"; nel 1946 l'Università di California
    ne aveva costruito uno che accelerava le particelle fino a  un'energia
    compresa tra i 200 e i 400 Mev. In seguito sincrociclotroni ancora più
    grandi,  negli Stati Uniti e in Unione Sovietica, elevarono le energie
    fino a 700-800 Mev.
    Nel frattempo il problema dell'accelerazione degli elettroni era stato
    affrontato separatamente: per  riuscire  a  frantumare  gli  atomi,  i
    leggeri elettroni dovevano essere portati a velocità molto superiori a
    quelle  dei  protoni (proprio come una pallina da ping-pong,  per fare
    altrettanti danni di una palla da golf,  dovrebbe avere  una  velocità
    molto  maggiore).  Il  ciclotrone  non  andava  bene per gli elettroni
    perché,  alle alte velocità necessarie  per  renderli  efficaci,  essi
    subivano  un  aumento  troppo forte della massa.  Nel 1940,  il fisico
    americano Donald William Kerst ideò  un  sistema  per  accelerare  gli
    elettroni  che  ne  compensava  l'aumento  di  massa con un aumento di
    intensità del campo elettrico: anziché descrivere  una  spirale  verso
    l'esterno,   gli  elettroni  descrivevano  una  traiettoria  circolare
    costante. La nuova macchina venne chiamata "betatrone", dal nome delle
    particelle  beta.  Oggi  i  betatroni  consentono  di  conferire  agli
    elettroni energie che raggiungono i 340 Mev.
    Un'altra   macchina,   basata  su  un'idea  leggermente  diversa,   il
    "sincrotrone per elettroni" (o elettrosincrotrone) fu costruita per la
    prima volta in Inghilterra nel 1946 da F. K.  Goward e D.  E.  Barnes.
    Queste  macchine  consentono di ottenere energie fino ai 1000 Mev,  ma
    non possono superare tale soglia perché gli elettroni,  muovendosi  su
    una  traiettoria circolare,  irraggiano sempre più energia al crescere
    della velocità.  La radiazione prodotta da una  particella  accelerata
    viene chiamata "Bremsstrahlung",  che in tedesco significa «radiazione
    di frenamento».
    Ispirandosi tanto al betatrone quanto al sincrotrone per elettroni,  i
    fisici che lavoravano con i protoni cominciarono,  intorno al 1947,  a
    costruire "sincrotroni per  protoni",  che  mantenevano  anch'essi  le
    particelle   su  un'unica  traiettoria  circolare.   Questa  soluzione
    consentiva anche di ridurre le dimensioni dei magneti: infatti, quando
    le  particelle  descrivono  un  percorso  a  spirale   diretto   verso
    l'esterno,  il  magnete  deve abbracciare tale spirale in tutta la sua
    ampiezza  per  mantenere  uniforme  ovunque  l'intensità   del   campo
    magnetico;  se,  invece, la traiettoria descritta è una circonferenza,
    basta che il magnete ricopra una superficie più ristretta. Dato che il
    protone,  avendo una massa maggiore,  perde energia  meno  rapidamente
    dell'elettrone quando percorre una traiettoria circolare,  i fisici si
    posero  l'obiettivo  di  superare  la  soglia  dei  1000  Mev  con  un
    protosincrotrone  (sincrotrone  per  protoni).  1000 Mev sono pari a 1
    miliardo di elettronvolt (abbreviazione Gev,  dove G sta per «giga»  e
    indica  appunto un miliardo di volte.  Negli Stati Uniti è usata anche
    l'abbreviazione Bev = billion electron volts).
    Nel 1952, il Laboratorio Nazionale di Brookhaven a Long Island terminò
    la costruzione di un sincrotrone per protoni  che  raggiungeva  i  2-3
    Gev,  e  che  venne chiamato "cosmotrone",  perché l'energia raggiunta
    dalle particelle era dell'ordine di  grandezza  di  quella  dei  raggi
    cosmici.  Due  anni  dopo,  l'Università di California inaugurò il suo
    "bevatrone",  capace di produrre particelle con energia tra i 5 e i  6
    Bev. Poi, nel 1957, l'Unione Sovietica annunciò che il suo "fasotrone"
    aveva raggiunto i 10 Gev.
    Ma  oggi  queste  macchine  sembrano  dei  gingilli  in confronto agli
    acceleratori di un tipo nuovo,  chiamati "sincrotroni a focalizzazione
    forte".  Negli  acceleratori tipo bevatrone il limite veniva dal fatto
    che le particelle del fascio  si  allargavano,  perdendosi  contro  le
    pareti  del  tubo.  Nel  nuovo  tipo  questo  inconveniente  è ovviato
    mediante campi magnetici alternati di varia forma,  che focalizzano le
    particelle entro un fascio ristretto.  Questa era un'idea già venuta a
    Christofilos che,  anche in questo caso,  superò con il suo  acume  da
    dilettante  i professionisti,  come era successo nel caso dell'effetto
    che da lui prese il nome.  Tra parentesi,  questa  soluzione  permette
    anche  di diminuire ulteriormente le dimensioni del magnete necessario
    per raggiungere  un  determinato  livello  di  energia.  L'aumento  di
    cinquanta  volte  dell'energia  delle  particelle  fu  ottenuto con un
    magnete di massa neppure doppia.
    Nel novembre 1959, il CERN, Consiglio Europeo per la Ricerca Nucleare,
    un'organizzazione nella quale  collaborano  dodici  nazioni,  mise  in
    funzione   a   Ginevra  un  sincrotrone  a  focalizzazione  forte  che
    raggiungeva  i  24  Gev  e  produceva  grandi  ondate  di   particelle
    (contenenti 10 miliardi di protoni) ogni 3 secondi. Questo sincrotrone
    ha  un  diametro  lungo come tre isolati: il percorso circolare al suo
    interno è di circa 650 metri.  Nell'intervallo di 3 secondi durante il
    quale  si  forma  l'ondata,  i  protoni  percorrono questa traiettoria
    circolare mezzo milione di volte. Il magnete pesa 3500 tonnellate ed è
    costato 30 milioni di dollari.
    Ma i progressi non ebbero  sosta.  Si  cercò  di  raggiungere  energie
    sempre   maggiori  allo  scopo  di  produrre  interazioni  sempre  più
    insolite,  che dessero origine a particelle di massa sempre  maggiore,
    per  conoscere  sempre  più cose sulla struttura ultima della materia.
    Per esempio,  anziché accelerare  un  fascio  di  particelle  e  farle
    collidere  con  un  bersaglio  fisso,  si pensò di produrre due fasci,
    facendoli  circolare   in   direzioni   opposte   entro   "anelli   di
    accumulazione",  in  cui la velocità viene facilmente mantenuta per un
    certo periodo di tempo.  In istanti appropriati i  due  fasci  vengono
    orientati in modo da farli collidere frontalmente.  L'energia efficace
    della collisione è quadrupla di quella che si ha nella collisione  con
    un   bersaglio   fisso.   Al  Fermi  National  Accelerator  Laboratory
    (Fermilab) vicino a  Chicago,  è  entrato  in  funzione  nel  1982  un
    acceleratore che opera in base a questo principio e dovrebbe essere in
    grado  di raggiungere i 1000 Gev;  viene chiamato "tevatrone" (t è qui
    ovviamente l'iniziale di trilione).  Altri acceleratori sono in  corso
    di progettazione, e si spera di raggiungere i 20 000 Gev.
    Anche  l'"acceleratore  lineare",  o  "linac",  è  ritornato  in auge.
    Progressi tecnologici hanno permesso di  superare  le  difficoltà  che
    affliggevano  i  primi  modelli:  per  energie estremamente elevate un
    acceleratore  lineare  presenta  alcuni  vantaggi  rispetto  a  quelli
    circolari.   Dato  che  gli  elettroni  non  emettono  energia  quando
    viaggiano in linea retta,  un linac può accelerare  più  efficacemente
    gli  elettroni  e  mettere  a  fuoco  i fasci sui bersagli con maggior
    precisione.  L'Università di Stanford  ha  costruito  un  acceleratore
    lineare  lungo più di 3 chilometri,  che può raggiungere anche energie
    di 45 Gev.
    Solo con il bevatrone gli uomini sono riusciti a rendere possibile  la
    creazione  dell'antiprotone.  I  fisici  californiani  si diedero come
    obiettivo quello di produrlo e di rilevarne  la  presenza.  Nel  1955,
    Owen  Chamberlain  ed  Emilio  Segrè,  dopo aver bombardato per ore un
    bersaglio di rame con protoni da  6,2  Gev,  riuscirono  finalmente  a
    catturare l'antiprotone - anzi,  a catturarne una sessantina.  La loro
    identificazione  fu  tutt'altro  che  facile.   Per  ogni  antiprotone
    prodotto  nascevano  40 mila particelle di altro tipo.  Tuttavia i due
    fisici riuscirono a riconoscere al di là di ogni dubbio la  particella
    di cui andavano in cerca,  mediante un elaborato sistema di rivelatori
    progettati e sistemati in modo tale che solo  un  antiprotone  potesse
    interagire  con  tutti.  Per  la  loro  impresa  Chamberlain  e  Segrè
    ricevettero il premio Nobel per la fisica nel 1959.
    L'antiprotone è altrettanto evanescente quanto il positrone  -  almeno
    nel nostro universo;  nel giro di una frazione infinitesima di secondo
    dopo la sua creazione,  la particella viene catturata  da  un  normale
    nucleo,  carico  positivamente:  l'antiprotone  e  uno dei protoni del
    nucleo si annichilano a vicenda,  trasformandosi in energia e in altre
    particelle  più  piccole.  Nel  1965  si  riuscì a concentrare energia
    sufficiente per realizzare il processo inverso e produrre  una  coppia
    protone-antiprotone.
    Può anche capitare,  molto raramente,  che un protone e un antiprotone
    abbiano solo una quasi-collisione,  in cui neutralizzano mutuamente le
    rispettive cariche.  Il protone si trasforma in un neutrone, e fin qui
    tutto bene;  ma l'antiprotone  diventa  un  "antineutrone"!  Cosa  può
    essere  un  antineutrone?  Il  positrone è l'opposto dell'elettrone in
    virtù  della  sua  carica  opposta;   analogamente,   l'antiprotone  è
    un'antiparticella   in   virtù   della   sua   carica.   Ma  nel  caso
    dell'antineutrone, che è privo di carica,  in cosa consiste la qualità
    di antiparticella?

    Lo spin delle particelle.

    Questo  ci  obbliga  a  tornare  sulla  questione  dello spin,  che fu
    introdotto per la prima volta,  nel 1925,  dai fisici olandesi  George
    Eugene Uhlenbeck e Samuel Abraham Goudsmit.  Ruotando su se stesse, le
    particelle generano piccolissimi  campi  magnetici;  tali  campi  sono
    stati misurati e studiati a fondo, soprattutto dal fisico tedesco Otto
    Stern  e  dal  fisico americano Isidor Isaac Rabi,  che ricevettero il
    premio Nobel,  rispettivamente nel  1943  e  nel  1944,  per  le  loro
    ricerche su questo fenomeno.
    Le particelle - come il protone, il neutrone e l'elettrone - che hanno
    uno spin espresso da un numero semintero,  obbediscono a un sistema di
    regole che furono enunciate indipendentemente, nel 1926, da Fermi e da
    Dirac,  e che pertanto vanno sotto il nome di  "statistica  di  Fermi-
    Dirac".  Tali  particelle  sono  dette  "fermioni":  quindi,  protone,
    elettrone e neutrone sono tutti fermioni.
    Ma esistono anche particelle il cui  spin  è  espresso  da  un  numero
    intero;  queste  vanno descritte in base a un altro insieme di regole,
    elaborate da Einstein e dal  fisico  indiano  Satyendranath  Bose.  Le
    particelle  che  seguono  la  cosiddetta "statistica di Bose-Einstein"
    vengono chiamate "bosoni";  la particella  alfa,  per  esempio,  è  un
    bosone.
    Queste due classi di particelle hanno proprietà diverse;  per esempio,
    il principio di esclusione di Pauli (vedi capitolo  quinto)  vale  non
    solo per gli elettroni,  ma anche per tutti i fermioni.  Esso, invece,
    non vale per i bosoni.
    E' facile capire come faccia una particella carica a dare origine a un
    campo magnetico, ma non altrettanto si può dire nel caso del neutrone,
    che non ha carica. Eppure ciò accade al di là di ogni dubbio. La prova
    più immediata è la seguente: quando un fascio di neutroni colpisce del
    ferro magnetizzato,  esso si comporta in modo ben diverso che nel caso
    di  ferro  non  magnetizzato.  Le proprietà magnetiche del neutrone si
    spiegano con il fatto (su cui torneremo in seguito) che esso  è  molto
    probabilmente  costituito  da  altre  particelle,   dotate  di  carica
    elettrica;  le cariche di tali particelle si controbilancerebbero l'un
    l'altra nel neutrone,  riuscendo purtuttavia a dare origine a un campo
    magnetico allorché la particella è in rotazione.
    Comunque stiano le cose,  lo spin del neutrone ci fornisce la risposta
    che  cercavamo a proposito dell'antineutrone: quest'ultimo altro non è
    che un neutrone con lo spin rovesciato, cioè con il polo magnetico sud
    situato,  per esempio,  in alto anziché in basso.  Spin  antiparalleli
    caratterizzano  effettivamente  anche  la coppia protone-antiprotone e
    quella elettrone-positrone.
    Le antiparticelle  possono  indubbiamente  combinarsi,  dando  origine
    all'"antimateria",  proprio  come  le particelle normali danno origine
    alla materia.  Il primo esempio concreto di antimateria fu prodotto  a
    Brookhaven  nel 1965: bombardando un bersaglio di berillio con protoni
    di energia pari a 7 Gev, si ottennero combinazioni di un antiprotone e
    di  un  antineutrone,  cioè  degli  "antideutoni".  In  seguito  venne
    prodotto  l'"antielio  3";  senza  dubbio  sarebbe possibile ottenere,
    volendo,  antinuclei ancora più complessi.  Comunque  il  principio  è
    chiaro e nessun fisico lo mette in dubbio: l'antimateria può esistere.
    Ma esiste,  nella realtà? Esistono masse di antimateria nell'universo?
    Se  esistessero,  non  rivelerebbero  la  propria  presenza  a  grande
    distanza:  gli  effetti  gravitazionali  e  luminosi  da esse prodotti
    sarebbero  esattamente  uguali  a  quelli   prodotti   dalla   materia
    ordinaria;   tuttavia,   se   grandi   quantità   di   antimateria  si
    incontrassero con la materia ordinaria,  ne risulterebbero reazioni di
    annichilazione di massa che si farebbero - e come! - notare. Si tratta
    di una possibilità, finora però non verificata. Gli astronomi non sono
    riusciti  a  scoprire  in  alcuna  parte  del cielo vampate di energia
    attribuibili con certezza a una annichilazione materia-antimateria. Si
    può allora affermare che l'universo  è  costituito  esclusivamente  di
    materia, senza affatto antimateria, o con pochissima antimateria? E se
    così  fosse,   quale  ne  sarebbe  la  ragione?  Dato  che  materia  e
    antimateria si equivalgono sotto ogni aspetto,  salvo quello di  avere
    proprietà opposte dal punto di vista elettromagnetico, qualsiasi forza
    tale  da  creare  l'una  dovrebbe  creare anche l'altra,  e l'universo
    dovrebbe essere fatto di uguali quantità dell'una e dell'altra.
    E'  un  bel  dilemma:  la  teoria  ci  dice   che   dovrebbe   esserci
    dell'antimateria   nello   spazio,   e   l'osservazione   rifiuta   di
    confermarlo.  Siamo poi sicuri  che  manchino  le  osservazioni?  Cosa
    sappiamo veramente dei nuclei attivi delle galassie e,  peggio ancora,
    delle quasar?  Non potrebbe darsi che questi fenomeni ad alte  energie
    siano dovuti all'annichilazione materia-antimateria? Probabilmente no!
    Anche  tale  annichilazione non appare sufficiente a spiegarli,  tanto
    che gli  astronomi  preferiscono  ammettere  l'esistenza  di  collassi
    gravitazionali e buchi neri, che sono gli unici meccanismi noti capaci
    di produrre l'energia necessaria.

    I raggi cosmici.

    Che  dire,  poi,  dei  raggi cosmici?  Gran parte delle particelle dei
    raggi cosmici hanno energie comprese tra 1 e 10  Gev,  che  potrebbero
    essere  spiegate  con  l'interazione  materia-antimateria;  ma  alcune
    raggiungono energie molto più elevate, di 20 Bev,  30 Bev o 40 Bev.  I
    fisici  del  MIT  (Istituto  di Tecnologia del Massachussets) ne hanno
    addirittura trovate alcune con la colossale energia di 20 miliardi  di
    Gev.  Numeri  siffatti  superano  le  possibilità  di intuizione della
    nostra mente,  ma possiamo tuttavia farcene un'idea calcolando che  la
    quantità  di  energia rappresentata da 20 miliardi di Gev basterebbe a
    una singola particella submicroscopica per sollevare di  5  centimetri
    un peso di quasi 2 chilogrammi.
    Da quando sono stati scoperti i raggi cosmici,  ci si è sempre chiesto
    da dove vengano e cosa dia loro origine.  La risposta più  semplice  è
    che  in  qualche  luogo  imprecisato della galassia - forse nel nostro
    sole,  forse molto più lontano - avvengano delle reazioni nucleari che
    «sparano» particelle dotate delle altissime energie che noi rileviamo.
    In  effetti,  ondate  di  raggi  cosmici  «molli»  (cioè  con  energia
    relativamente bassa) si manifestano circa ogni due  anni  (come  si  è
    scoperto  nel  1942),  in corrispondenza dei brillamenti solari.  Cosa
    potrebbero fare, allora,  sorgenti come le supernovae,  le pulsar,  le
    quasar?  Ma  non  esiste  reazione  nucleare  nota  capace di produrre
    qualcosa di simile a 20 miliardi di Gev.  La mutua annichilazione  dei
    nuclei  più  pesanti  di  materia e antimateria libererebbe particelle
    veloci con energie di 250 Gev al massimo.
    Una spiegazione alternativa consiste nel supporre,  come  fece  Fermi,
    che nello spazio qualche forza acceleri le particelle cosmiche; queste
    potrebbero  essere  prodotte  con  energie  inizialmente  moderate  da
    esplosioni come quelle delle  supernovae,  ed  essere  accelerate  poi
    gradualmente  mentre  attraversano  lo  spazio.  Oggi,  la  teoria più
    ampiamente accettata è quella secondo  cui  le  particelle  verrebbero
    accelerate da campi magnetici cosmici, che agirebbero come giganteschi
    sincrotroni.  Campi magnetici esistono effettivamente nello spazio,  e
    si ritiene che la nostra galassia nel suo  insieme  ne  possieda  uno,
    anche  se  la sua intensità potrebbe essere al massimo 1 su 20 mila di
    quella del campo magnetico associato alla terra.
    Viaggiando in questo campo,  le particelle  cosmiche  subirebbero  una
    lenta accelerazione lungo una traiettoria curva;  acquistando energia,
    le loro traiettorie si allargherebbero sempre più e a un  certo  punto
    le  particelle  più  energetiche  riuscirebbero a sfuggire all'esterno
    della galassia.  La maggior parte delle particelle  non  riuscirebbero
    mai   a  raggiungere  una  di  queste  traiettorie  di  fuga,   perché
    perderebbero parte della  loro  energia  nelle  collisioni  con  altre
    particelle  o  con corpi di grosse dimensioni;  alcune,  tuttavia,  vi
    riuscirebbero.  In effetti potrebbe darsi che le  particelle  cosmiche
    più  energetiche  che  ci  raggiungono attraversino la nostra galassia
    dopo esser state scagliate fuori da altre galassie in questo modo.

    La struttura del nucleo.

    Ora che sappiamo tante cose sulla costituzione generale e sulla natura
    del nucleo,  vorremmo saperne molte  di  più  sulla  sua  struttura  e
    soprattutto sui particolari del suo interno. Per prima cosa, che forma
    ha?  Dato che è tanto piccolo e che neutroni e protoni vi si addensano
    così  compatti,   naturalmente  i  fisici  l'hanno  ritenuto  sferico.
    Studiando nei particolari gli spettri atomici,  si è indotti a pensare
    che molti nuclei abbiano effettivamente una  distribuzione  di  carica
    sferica; altri si comportano invece come se contenessero due coppie di
    poli magnetici; pertanto si usa dire che tali nuclei hanno un "momento
    di  quadrupolo".  La  loro  deviazione  dalla  forma  sferica  non  è,
    tuttavia,  grande: il  caso  più  estremo  è  quello  dei  nuclei  dei
    lantanidi, in cui la distribuzione delle cariche assume la forma di un
    ellissoide  allungato (simile a quella di un pallone da rugby).  Anche
    in questo caso l'asse maggiore non supera per più  del  20  per  cento
    l'asse minore.
    Quanto  alla struttura interna del nucleo,  il modello più semplice lo
    rappresenta come un aggregato di particelle  molto  pigiate,  alquanto
    simile  a una goccia di liquido,  in cui le particelle (molecole) sono
    vicinissime tra loro,  in cui la densità è pressoché uniforme e  vi  è
    una superficie di separazione ben marcata.
    Questo  "modello  a  goccia liquida" fu elaborato dettagliatamente nel
    1936  da  Niels   Bohr;   esso   offre   una   possibile   spiegazione
    dell'assorbimento  e  dell'emissione  di particelle da parte di alcuni
    nuclei;  si potrebbe supporre che,  al momento in cui  una  particella
    entra in un nucleo,  essa distribuisca la propria energia cinetica tra
    tutte le particelle molto ammassate,  cosicché nessuna di esse  riceve
    abbastanza  energia  per poter uscire immediatamente dal nucleo;  dopo
    circa un quadrilionesimo di secondo,  quando c'è stato  il  tempo  per
    miliardi   di   collisioni   casuali,   alcune  particelle  accumulano
    sufficiente energia per sfuggire dal nucleo.
    Il modello riesce anche a spiegare l'emissione di particelle  alfa  da
    parte  dei  nuclei  pesanti.  Questi  grossi  nuclei  possono vibrare,
    proprio come fa una  goccia  di  liquido,  se  le  particelle  che  li
    costituiscono  si  muovono  qua  e là,  scambiandosi energia.  Tutti i
    nuclei vibrano in questo modo,  ma quelli più grossi sono meno stabili
    e hanno maggior probabilità di spezzarsi. Per tale ragione porzioni di
    nucleo,  sotto  forma di particelle alfa,  costituite da due protoni e
    due neutroni  (una  combinazione  molto  stabile),  possono  staccarsi
    spontaneamente  dalla  superficie  del  nucleo:  di conseguenza questo
    diventa più piccolo e meno esposto a rotture dovute alla vibrazione, e
    raggiunge la stabilità.
    La vibrazione può tuttavia portare a un'altra  forma  di  instabilità.
    Quando  una grossa goccia di liquido sospesa in un altro liquido viene
    posta  in  oscillazione   dalle   correnti   esistenti   nel   liquido
    circostante,  essa tende a spezzarsi in due gocce più piccole,  spesso
    approssimativamente  uguali.   Si  è  poi  scoperto,   nel  1939   (ne
    riparleremo  nel  capitolo  decimo),  che  si possono davvero spezzare
    certi grossi nuclei in questo  modo,  bombardandoli  con  neutroni:  è
    questa la "fissione nucleare".
    Le  fissioni  nucleari dovrebbero in realtà verificarsi talvolta anche
    senza l'intervento di  una  particella  proveniente  dall'esterno  che
    turbi l'equilibrio del nucleo.  La vibrazione interna dovrebbe causare
    una volta ogni tanto la spaccatura del nucleo in due parti.  Nel 1940,
    i  fisici  sovietici  G.   N.  Flerov  e  K.  A.  Petrjak  osservarono
    effettivamente  questa  "fissione  spontanea"  in  nuclei  di  uranio.
    L'instabilità   dell'uranio   si   manifesta   soprattutto  attraverso
    l'emissione di  particelle  alfa,  ma  in  un  chilogrammo  di  uranio
    avvengono 8 fissioni spontanee al secondo,  mentre circa 16 milioni di
    nuclei (sempre ogni secondo) emettono particelle alfa.
    La fissione spontanea avviene anche nel protoattinio, nel torio e, più
    frequentemente,   negli  elementi  transuranici.   Al  crescere  delle
    dimensioni  dei nuclei,  la probabilità di fissione spontanea aumenta.
    Negli elementi più pesanti di tutti questo diventa il  più  importante
    processo  di  decadimento,   assai  più  frequente  dell'emissione  di
    particelle alfa.
    Un altro modello molto usato del nucleo stabilisce  un  parallelo  tra
    esso  e  l'intero  atomo:  in tale analogia,  i nucleoni contenuti nel
    nucleo sono paragonati  agli  elettroni  orbitali;  anche  i  nucleoni
    occuperebbero  strati e sottostrati,  che si influenzerebbero tra loro
    solo debolmente. Questo viene chiamato "modello a strati".
    Per analogia  con  gli  strati  elettronici  dell'atomo,  si  potrebbe
    supporre che i nuclei con strati nucleonici esterni saturi fossero più
    stabili di quelli con strati esterni non saturi. Secondo la teoria più
    semplice, sarebbero particolarmente stabili i nuclei con 2, 8, 20, 40,
    70  o  112  protoni  o neutroni.  Tale supposizione,  comunque,  non è
    suffragata  dall'osservazione.   Il  fisico  tedesco-americano   Maria
    Goeppert  Mayer prese in considerazione lo spin di protoni e neutroni,
    mostrando come questo influisse sulla situazione. Risultò che i nuclei
    contenenti 2, 8, 20, 50,  82 o 126 protoni o neutroni sarebbero dovuti
    essere particolarmente stabili - il che concorda con l'osservazione. I
    nuclei  con  28  o 40 protoni o neutroni sarebbero abbastanza stabili;
    tutti  gli  altri,  invece,   sarebbero  meno  stabili  o  addirittura
    instabili.  Questi numeri vengono talvolta chiamati "numeri magici" (e
    "semimagici" vengono talora detti i numeri 28 e 40).
    Tra i nuclei aventi numeri magici vi sono l'elio  4  (2  protoni  e  2
    neutroni),  l'ossigeno  16 (8 protoni e 8 neutroni) e il calcio 40 (20
    protoni e 20 neutroni), tutti particolarmente stabili e più abbondanti
    nell'universo di altri nuclei di grandezza simile.
    Quanto ai numeri magici più alti,  lo stagno ha dieci isotopi stabili,
    ognuno  con  50  protoni,  il  piombo  ne ha quattro,  ciascuno con 82
    protoni.  Vi sono cinque isotopi stabili (di elementi differenti)  con
    50  neutroni,  e  sette  isotopi stabili con 82 neutroni ciascuno.  In
    generale,  le previsioni particolareggiate della teoria del  nucleo  a
    strati funzionano meglio in vicinanza dei numeri magici. A metà strada
    tra  l'uno e l'altro (per esempio per i lantanidi e gli attinidi),  le
    cose vanno maluccio. Tuttavia,  proprio in tali regioni a metà strada,
    i nuclei si allontanano maggiormente dalla forma sferica,  essendo più
    decisamente ellissoidali (e la teoria del nucleo a  strati  presuppone
    proprio  la  forma  sferica).  Il  premio Nobel per la fisica del 1963
    venne assegnato a Goeppert Mayer  e  agli  altri  due  fisici,  Eugene
    Wigner  e  il  tedesco  Johannes  Hans  Daniel  Jensen,   che  avevano
    contribuito a elaborare questa teoria.
    In generale,  man mano che aumenta la complessità dei  nuclei  aumenta
    anche la loro rarità nell'universo, o la loro instabilità, o entrambe.
    Gli isotopi stabili più complessi sono il piombo 208 e il bismuto 209,
    ciascuno con il numero magico di 126 neutroni,  e il piombo con in più
    il numero magico di 82 protoni.  Di qui in avanti tutti i nuclidi sono
    instabili e,  in genere,  lo diventano sempre di più al crescere delle
    dimensioni del nucleo. I numeri magici, però, spiegano il fatto che il
    torio e l'uranio posseggano degli  isotopi  molto  più  prossimi  alla
    stabilità rispetto ad altri nuclidi di dimensioni analoghe.  La teoria
    prevede anche che alcuni isotopi degli  elementi  110  e  114  possano
    essere  (come  si è già accennato) considerevolmente meno instabili di
    altri  nuclidi  di  pari  dimensioni.  Per  questi  ultimi,   dobbiamo
    aspettare per saperne di più.

    I LEPTONI.
    L'elettrone  e il positrone sono degni di nota per la piccolezza della
    loro massa - solo 1 su 1836  di  quella  del  protone,  del  neutrone,
    dell'antiprotone  o  dell'antineutrone  -  quindi vengono indicati con
    l'unico termine  di  "leptoni"  (dal  greco  «leptòs»,  che  significa
    «leggero»).
    Anche se è passato quasi un secolo dalla scoperta dell'elettrone,  non
    si è ancora trovata una particella che abbia una  massa  minore  della
    sua  (o  di  quella  del  positrone)  e che tuttavia sia dotata di una
    carica elettrica;  anzi,  neppure ci si aspetta di trovarla.  Potrebbe
    darsi  che  la  carica  elettrica,  qualsiasi cosa essa sia (sappiamo,
    infatti,  come essa si comporti e come misurare le sue  proprietà,  ma
    non  sappiamo cosa "sia"),  risulti associata a una massa minima e che
    si tratti proprio di quella dell'elettrone.  Anzi,  potrebbe darsi che
    nell'elettrone non vi sia "altro che" la carica; quando l'elettrone si
    comporta  come una particella,  la carica elettrica di tale particella
    risulta priva di estensione, puramente puntiforme.
    Certo, esistono particelle a cui non è associata alcuna massa (o,  per
    essere  più  precisi,  alcuna  "massa  di riposo",  come spiegherò nel
    prossimo capitolo);  ma esse non hanno neppure carica  elettrica.  Per
    esempio,   le   onde   luminose   e   le  altre  forme  di  radiazione
    elettromagnetica possono comportarsi come particelle (vedi  ancora  il
    prossimo capitolo). L'aspetto corpuscolare di qualcosa che solitamente
    concepiamo  come  onda  viene chiamato "fotone" (dal termine greco che
    indica la luce).
    Il fotone ha massa zero, carica elettrica zero, ma spin 1; è quindi un
    bosone.  Come facciamo a definire il suo spin?  I  fotoni  partecipano
    alle  reazioni  nucleari:  in alcuni casi vengono assorbiti,  in altri
    emessi;  in tali reazioni nucleari,  lo spin totale  delle  particelle
    interessate   deve  restare  immutato  prima  della  reazione  e  dopo
    ("conservazione dello spin"); l'unico modo perché questo avvenga nelle
    reazioni nucleari a cui partecipano i fotoni è che essi  abbiano  spin
    pari  a 1.  Il fotone non viene considerato un leptone,  perché questo
    termine è riservato ai soli fermioni.
    Esistono ragioni teoriche che fanno  pensare  che,  quando  una  massa
    viene  accelerata  (per esempio quando si muove in un'orbita ellittica
    intorno a un'altra massa o quando subisce un collasso gravitazionale),
    ceda energia sotto forma di  onde  gravitazionali;  queste  dovrebbero
    possedere  anch'esse un aspetto corpuscolare;  una siffatta particella
    gravitazionale viene chiamata "gravitone".
    La  forza  gravitazionale  è  molto,   molto  più  debole  di   quella
    elettromagnetica.  Un  protone  e  un  elettrone  esercitano una mutua
    attrazione gravitazionale che è solo 1 su 10 alla trentanovesima della
    loro attrazione elettromagnetica.  Lo stesso rapporto deve  sussistere
    tra l'energia del gravitone e quella del fotone;  rivelare la presenza
    del gravitone è quindi compito incredibilmente difficile.
    Nonostante ciò,  il fisico americano Joseph Weber nel 1957 si  accinse
    al compito formidabile di tentare di osservare il gravitone. Dopo vari
    tentativi,  egli  ricorse  a  due  cilindri  di alluminio,  lunghi 153
    centimetri e larghi 66,  sospesi a un filo metallico in una camera  in
    cui  era  stato  fatto  il  vuoto.  I  gravitoni  (che sarebbero stati
    rivelati nella loro forma ondulatoria) avrebbero dovuto  provocare  un
    leggero  spostamento  dei  cilindri:  era  stato apprestato un sistema
    capace di rivelare uno spostamento di un centesimo di trilionesimo  di
    centimetro.  Le deboli onde associate ai gravitoni,  provenienti dalle
    profondità dello spazio,  avrebbero dovuto investire l'intero pianeta,
    e  cilindri  separati  da  grandi distanze avrebbero dovuto risentirne
    simultaneamente.  Nel 1969  Weber  annunciò  di  aver  registrato  gli
    effetti  delle  onde  gravitazionali.  Il  suo annuncio suscitò enorme
    interesse,    perché   costituiva   una   conferma   di   una   teoria
    particolarmente  importante,   quella  einsteiniana  della  relatività
    generale.  Purtroppo non tutte le storie nella scienza  sono  a  lieto
    fine.  Altri  scienziati  non  riuscirono  a riottenere i risultati di
    Weber, nonostante i molti sforzi; l'impressione diffusa nella comunità
    scientifica è che  i  gravitoni  non  siano  ancora  stati  osservati;
    tuttavia,  i fisici confidano abbastanza nella teoria per esser sicuri
    che i gravitoni esistono  davvero:  sono  particelle  di  massa  zero,
    carica  zero e spin 2;  inoltre sono bosoni e neppure loro fanno parte
    dei leptoni.
    Fotoni e gravitoni non possiedono antiparticelle; o,  per meglio dire,
    coincidono  con la propria antiparticella.  Per capire cosa intendiamo
    dire,  si immagini di  piegare  un  foglio  per  il  lungo  e  poi  di
    riaprirlo;  ora  vi  è  un  solco  lungo la sua mediana: tracciando un
    cerchietto alla sinistra della piega e un altro  cerchietto  alla  sua
    destra, alla stessa distanza, possiamo rappresentare un elettrone e un
    positrone; fotone e gravitone si troverebbero esattamente sulla piega.

    Neutrini e antineutrini.

    Fino  a  qui  sembrerebbe  che  vi siano due leptoni: l'elettrone e il
    positrone. Sarebbe piaciuto molto ai fisici che così stessero le cose:
    non sembrava che vi fosse alcun particolare bisogno di altri leptoni -
    eppure tale bisogno esisteva. La questione nacque da alcune difficoltà
    a proposito dell'emissione di particelle  beta  da  parte  dei  nuclei
    radioattivi.
    La  particella emessa da un nucleo radioattivo in genere trasporta una
    considerevole quantità di energia. Da dove viene tutta questa energia?
    Essa è il risultato della conversione di una  piccola  frazione  della
    massa del nucleo; in altri termini, il nucleo perde sempre una piccola
    percentuale della propria massa quando espelle una particella. Orbene,
    i  fisici  da tempo si chiedevano come mai l'energia di una particella
    beta emessa nel corso del decadimento  radioattivo  spesso  non  fosse
    sufficiente a spiegare la perdita di massa nel nucleo.  In realtà,  il
    deficit non era uguale per tutti gli elettroni: essi  presentavano  un
    ampio  spettro  di  energie,  la  massima  delle  quali  (raggiunta da
    pochissimi elettroni) era quasi sufficiente a spiegare la  perdita  di
    massa, mentre tutte le altre erano troppo scarse, in minore o maggiore
    misura.  Questa  non  era  una  caratteristica  necessaria  di tutti i
    processi di emissione delle particelle subatomiche: le particelle alfa
    emesse da un dato nuclide avevano tutte ugual energia,  nella quantità
    prevista.  Cosa  non andava,  dunque,  nell'emissione delle particelle
    beta? Cosa era avvenuto dell'energia mancante?
    Lise Meitner,  nel 1922,  fu la  prima  a  porre  questa  domanda  con
    conveniente vigore;  e attorno al 1930 Niels Bohr era,  per parte sua,
    disposto ad abbandonare il  fondamentale  principio  di  conservazione
    dell'energia, perlomeno per quanto riguardava la sua applicazione alle
    particelle subatomiche. Ma nel 1931 Wolfgang Pauli, in un tentativo di
    salvare la conservazione dell'energia (vedi capitolo ottavo),  propose
    una soluzione all'enigma  dell'energia  mancante;  era  una  soluzione
    molto  semplice:  dal  nucleo  doveva uscire,  insieme alla particella
    beta,  un'altra  particella  fornita  dell'energia  mancante;   questa
    seconda e misteriosa particella doveva avere delle proprietà piuttosto
    strane: non avrebbe avuto né carica né massa: dotata solo di una certa
    quantità  di energia,  si sarebbe spostata con la velocità della luce.
    Questa particella appariva in realtà come una  creazione  artificiosa,
    inventata per far quadrare il bilancio energetico.
    Eppure,  non  appena fu proposta l'idea di una siffatta particella,  i
    fisici furono sicuri della sua esistenza.  Quando poi fu  scoperto  il
    neutrone  e  si  vide  che  decadeva dando origine a un protone e a un
    elettrone,  anch'esso con un  deficit  di  energia  analogo  a  quello
    riscontrato  nel  decadimento  beta,  la sicurezza dei fisici aumentò.
    Enrico Fermi,  in Italia,  diede alla ipotetica  particella  un  nome:
    "neutrino".
    Il neutrone offrì ai fisici un'altra prova a favore dell'esistenza del
    neutrino. Quasi tutte le particelle, infatti, hanno uno spin, come già
    ho detto.  A seconda della sua direzione,  esso è espresso da multipli
    positivi o negativi di 1 su 2:  orbene,  il  protone,  il  neutrone  e
    l'elettrone hanno tutti spin 1 su 2;  ma se il neutrone, con spin 1 su
    2,  dà origine a un protone e a un elettrone,  che ne è della legge di
    conservazione dello spin? I conti non tornano. La somma degli spin del
    protone e dell'elettrone può essere pari a 1 (quando le due particelle
    hanno  spin  nella  stessa  direzione) o a zero (se la direzione degli
    spin è opposta);  ma mai potrà essere pari a  1  su  2,  comunque  voi
    giriate  la  cosa.  Di  nuovo  è  il neutrino a salvare la situazione.
    Supponiamo che lo spin del neutrone sia + 1 su 2.  Supponiamo  inoltre
    che lo spin del protone sia + 1 su 2 e quello dell'elettrone meno 1 su
    2,  con un totale pari a zero. Ora, basta dare al neutrino lo spin + 1
    su 2, in modo che anch'esso sia un fermione (e quindi un leptone) - ed
    ecco che i conti tornano perfettamente:

    + 1 su 2(n) = + 1 su 2(p) meno 1 su 2(e) + 1 su 2 (neutrino).

    C'è ancora qualcosa da sistemare. Una sola particella (il neutrone) ha
    dato origine a due particelle (il protone  e  l'elettrone);  anzi,  se
    teniamo  conto  anche  del  neutrino,  ne ha prodotte tre.  Appare più
    ragionevole  supporre  che  il  neutrone  si  sia  convertito  in  due
    particelle  e  un'antiparticella,   cioè,   al  netto,   in  una  sola
    particella. In altri termini, ciò di cui veramente abbiamo bisogno per
    far tornare i conti non è un neutrino, ma un antineutrino.
    Il neutrino, a sua volta, risulterebbe dalla conversione di un protone
    in un  neutrone.  I  prodotti  del  decadimento  sarebbero  allora  un
    neutrone  (particella),  un  positrone  (antiparticella) e un neutrino
    (particella). Anche in questo caso i conti tornano.
    In altri termini,  l'esistenza di neutrini e  antineutrini  salverebbe
    non  una  soltanto,  ma  tre  importanti  leggi  di  conservazione: la
    conservazione  dell'energia,   la  conservazione  dello  spin   e   la
    conservazione  della  differenza  tra numero delle particelle e numero
    delle antiparticelle. E' importante salvare queste leggi,  perché esse
    sembrano  essere  valide  in  tutte  le  reazioni  nucleari in cui non
    compaiono elettroni e positroni,  e sarebbe auspicabile che lo fossero
    anche nelle reazioni in cui tali particelle compaiono.
    Le  conversioni  protone-neutrone più importanti sono quelle che hanno
    luogo nelle reazioni nucleari che avvengono nel  sole  e  nelle  altre
    stelle.  Pertanto le stelle emettono flussi costanti di neutrini, ed è
    in tal modo che cedono,  si stima,  dal 6 all'8 per cento  della  loro
    energia.  Ciò vale però solo per stelle come il nostro sole. Nel 1961,
    il fisico americano Hong Yee Chiu avanzò l'ipotesi  che,  allorché  la
    temperatura  centrale  di una stella sale,  diventino importanti anche
    altre reazioni in cui vengono prodotti neutrini. Quando cioè il nucleo
    della stella, progredendo nella sua evoluzione,  raggiunge temperature
    più  elevate  (vedi  capitolo  secondo),  una frazione ancora maggiore
    della sua energia viene emessa sotto forma di neutrini.
    Questa concezione contiene qualcosa  di  estremamente  importante.  Il
    sistema con cui viene comunemente trasmessa l'energia,  cioè per mezzo
    dei fotoni,  è lento.  I fotoni interagiscono con la  materia,  e  dal
    centro  del  sole  riescono  a raggiungere la sua superficie solo dopo
    innumerevoli miriadi di assorbimenti e di riemissioni;  è  per  questo
    che  la  temperatura  superficiale  del  sole  è di soli 6000 gradi C,
    mentre quella del suo centro raggiunge i 15 milioni di gradi.  Si  può
    insomma  dire  che  la  materia  che  forma il sole è un buon isolante
    termico.
    I neutrini, invece, in pratica non interagiscono con la materia.  Si è
    calcolato che un neutrino potrebbe attraversare in media 100 anni luce
    di  piombo massiccio con solo il 50 per cento di probabilità di venire
    assorbito.  Pertanto tutti i neutrini che si formano  nel  nucleo  del
    sole  si  dirigono  subito,   alla  velocità  della  luce,   verso  la
    superficie,  raggiungendola  senza  interferenze  e  in  meno  di  tre
    secondi, per poi proseguire nello spazio. (I neutrini diretti verso di
    noi  attraversano il nostro corpo senza produrre alcun effetto e senza
    che ce ne accorgiamo,  di giorno come di notte;  infatti,  anche se di
    notte la massa della terra è interposta tra noi e il sole,  i neutrini
    l'attraversano senza difficoltà.)
    Chiu ha calcolato che,  quando al centro di una stella la  temperatura
    ha  raggiunto  i 6 miliardi di gradi K,  la maggior parte dell'energia
    della stella viene pompata  via  dai  neutrini;  essi  si  allontanano
    immediatamente dal centro, portandosi via tutta quanta l'energia, e il
    nucleo della stella si raffredda drasticamente.  E' questo, forse, che
    provoca la catastrofica contrazione che si manifesta  sotto  forma  di
    supernova.

    La caccia al neutrino.

    Si  producono  antineutrini  in tutte le conversioni neutrone-protone;
    queste, però,  non si verificano,  per quanto se ne sa,  su scala così
    vasta  come  le  reazioni  che  generano  i  flussi  di  neutrini  che
    provengono  da  qualsiasi  stella.   Le  sorgenti  più  importanti  di
    antineutrini  sono la radioattività naturale e la fissione dell'uranio
    (di cui parlerò più in dettaglio nel capitolo decimo).
    I fisici, naturalmente,  non poterono mettersi il cuore in pace finché
    non  ebbero scovato il neutrino;  gli scienziati non amano accettare i
    fenomeni, o le leggi di natura,  solo in virtù di un atto di fede.  Ma
    come  rivelare  un'entità così sfuggente come il neutrino - un oggetto
    senza massa,  senza carica,  praticamente senza alcuna  propensione  a
    interagire con la materia ordinaria?
    C'era,  però,  una  tenue  speranza:  la  probabilità  che un neutrino
    interagisca con una particella qualsiasi  è  bassissima,  ma  non  del
    tutto nulla.  Quando si dice che i neutrini possono attraversare senza
    interagire 100 anni luce di piombo,  si parla  solo  della  media;  un
    singolo  neutrino,  però,  può reagire con qualche particella prima di
    arrivare così lontano,  e ve ne sarà un certo numero  -  una  frazione
    inconcepibilmente  piccola  del numero totale - che sarà fermata anche
    da pochi millimetri di piombo.
    Nel 1953,  un gruppo di fisici,  diretto  da  Clyde  Lorrain  Cowan  e
    Frederick Reines del Laboratorio Scientifico di Los Alamos,  decise di
    tentare  l'impossibile.  Essi  installarono  la  loro  apparecchiatura
    rivelatrice   di   neutrini   vicino  a  un  reattore  nucleare  della
    Commissione per l'energia atomica sul fiume Savannah,  in Georgia.  Il
    reattore  avrebbe  fornito  fasci  di  neutroni  che a loro volta - si
    sperava - avrebbero rilasciato grandi quantità  di  antineutrini;  per
    catturarli, i ricercatori intendevano usare grandi vasche di acqua. Il
    piano  consisteva  nel  far  sì  che  gli antineutrini bombardassero i
    protoni (nuclei di idrogeno) dell'acqua,  nella speranza di  osservare
    gli effetti della cattura di un antineutrino da parte di un protone.
    Cosa poteva succedere?  Quando un neutrone si disintegra, dà origine a
    un protone, un elettrone e un antineutrino; ora,  l'assorbimento di un
    antineutrino  da  parte  di un protone doveva produrre sostanzialmente
    l'inverso,   cioè  il  protone  doveva  convertirsi  in  un  neutrone,
    emettendo  nel contempo un positrone.  Vi erano quindi due cose di cui
    andare in cerca: 1) la creazione  di  neutroni;  2)  la  creazione  di
    positroni.  I neutroni potevano essere rivelati sciogliendo nell'acqua
    un composto di cadmio;  infatti,  quando il cadmio  assorbe  neutroni,
    emette raggi gamma di un'energia caratteristica.  Quanto ai positroni,
    potevano  essere  identificati  attraverso  la  loro  interazione   di
    annichilazione  con  gli  elettroni,  che  avrebbe  prodotto altri ben
    definiti raggi gamma.  Se gli strumenti avessero rivelato raggi  gamma
    esattamente  delle  due  energie  previste,  separati da intervalli di
    tempo appropriati, gli sperimentatori avrebbero potuto essere certi di
    aver catturato degli antineutrini.
    Gli ingegnosi strumenti di rivelazione furono approntati e  si  attese
    pazientemente;  nel  1956,  esattamente  un  quarto di secolo dopo che
    Pauli aveva ipotizzato l'esistenza  della  particella,  l'antineutrino
    cadde finalmente in trappola. I giornali (e perfino qualche rivista di
    alto livello) lo chiamarono semplicemente "neutrino".
    Per  arrivare  al  vero neutrino,  occorreva una sorgente che ne fosse
    ricca.  Quella più ovvia era il sole.  Che sistema si poteva usare per
    rivelare   il   neutrino,    distinguendolo   dall'antineutrino?   Una
    possibilità  (seguendo  un  suggerimento  del  fisico  italiano  Bruno
    Pontecorvo)  la  dava il cloro 37,  che costituisce circa un quarto di
    tutti gli atomi di cloro.  Il suo nucleo  contiene  17  protoni  e  20
    neutroni;  se  uno  di  questi ultimi assorbe un neutrino,  diventa un
    protone (emettendo un elettrone).  Il nucleo avrà allora 18 protoni  e
    19 neutroni, e sarà argo 37.
    Per  ottenere  un bersaglio sufficientemente esteso di nuclei di cloro
    si potrebbe far ricorso al cloro liquido,  che  però  è  una  sostanza
    molto  corrosiva  e  tossica,  che pone problemi di refrigerazione per
    essere mantenuta allo stato liquido.  Al suo posto  si  possono  usare
    composti  organici  che contengono cloro;  particolarmente adatto allo
    scopo è il composto che va sotto il nome di "tetracloroetilene".
    Il fisico americano Raymond R.  Davis fece uso di questa trappola  per
    neutrini  nel 1956,  allo scopo di dimostrare che c'era una differenza
    tra neutrino e antineutrino.  Supponendo che le due particelle fossero
    diverse,  la  trappola  avrebbe  catturato  solo  i neutrini e non gli
    antineutrini.  Quando fu collocata vicino a un reattore nucleare,  nel
    1956,  in  condizioni  tali  in  cui  avrebbe  certamente  rivelato la
    presenza di antineutrini,  qualora  essi  fossero  stati  identici  ai
    neutrini, la trappola non catturò alcun antineutrino.
    Il  passo  successivo  consisteva  nel  cercare di rivelare i neutrini
    provenienti dal sole.  Un enorme serbatoio contenente circa  400  mila
    litri di tetracloroetilene venne usato allo scopo, collocandolo in una
    profonda miniera del Sud Dakota.  La terra sovrastante era sufficiente
    ad assorbire  qualsiasi  particella  proveniente  dal  sole,  salvo  i
    neutrini. (Siamo di fronte alla strana situazione che, per studiare il
    sole,  dobbiamo  scendere  a  grande  profondità  nelle  viscere della
    terra.) La vasca rimase esposta ai neutrini solari per parecchi  mesi,
    affinché si accumulasse abbastanza argo 37 da essere osservabile.  Poi
    la si ripulì con elio per ventidue ore, e si determinò la piccolissima
    quantità di argo 37 presente nell'elio gassoso. In tal modo.  nel 1968
    i neutrini solari furono osservati,  ma in una quantità pari solo a un
    terzo di quella  prevista  dalle  teorie  correnti  sui  fenomeni  che
    avvengono  all'interno  del  sole:  questo  fatto  era  fonte di grave
    perplessità; ci ritorneremo in questo stesso capitolo.

    L'interazione nucleare.

    Il nostro elenco delle particelle subatomiche ora ne  contiene  dieci:
    quattro  particelle di massa elevata (o "barioni",  dalla parola greca
    che significa «pesante») - il protone,  il neutrone,  l'antiprotone  e
    l'antineutrone;  quattro  leptoni  -  l'elettrone,  il  positrone,  il
    neutrino e l'antineutrino;  e due bosoni - il fotone e  il  gravitone.
    Eppure  non  bastano,  come  compresero i fisici in base alle seguenti
    considerazioni.
    L'ordinaria attrazione tra protoni ed elettroni isolati e  l'ordinaria
    repulsione tra due protoni o tra due elettroni possono essere spiegate
    facilmente  come  conseguenze  delle  "interazioni elettromagnetiche".
    Anche il legame che tiene uniti due atomi o due  molecole  può  essere
    spiegato   in   termini   di   interazioni  elettromagnetiche  -  cioè
    dell'attrazione tra i nuclei carichi  positivamente  e  gli  elettroni
    esterni.
    Finché  si  pensava  che il nucleo atomico fosse fatto di protoni e di
    elettroni   sembrava   ragionevole    supporre    che    l'interazione
    elettromagnetica - l'attrazione complessiva tra protoni ed elettroni -
    bastasse  a  spiegare  anche  come  il  nucleo  potesse stare insieme;
    quando, però, dopo il 1930, venne accettata la teoria protone-neutrone
    sulla struttura nucleare,  si dovette riconoscere con sgomento che non
    si sapeva spiegare cosa tenesse insieme il nucleo.
    Se   i   protoni   erano   le   uniche  particelle  cariche  presenti,
    l'interazione  elettromagnetica  doveva  consistere   in   una   forte
    repulsione  tra  i  protoni  stessi,  tutti  ammassati all'interno del
    nucleo,  a così breve distanza.  Il nucleo di qualsiasi atomo  avrebbe
    dovuto  esplodere  con  forza dirompente nell'istante stesso in cui si
    fosse  formato  (sempre  che  fosse  riuscito,  in  qualche  modo,   a
    formarsi).
    Evidentemente   doveva   esserci   in   gioco   qualche   altro   tipo
    d'interazione,   qualcosa  di   assai   più   forte   dell'interazione
    elettromagnetica,  qualcosa che fosse capace di superare quest'ultima.
    Nel  1930,   l'unica  altra  interazione   nota   era   l'"interazione
    gravitazionale",  che è talmente più debole di quella elettromagnetica
    da autorizzare a trascurarla quando si considerano eventi  subatomici.
    No,  doveva esistere un'"interazione nucleare",  un'interazione ancora
    sconosciuta, ma molto intensa.
    Il fatto che l'interazione nucleare debba essere molto più intensa  si
    può  dimostrare  con  il seguente ragionamento: si possono allontanare
    dal nucleo di un atomo di elio i suoi due elettroni con un'energia  di
    54  elettronvolt: tale quantità di energia è sufficiente a controllare
    una rilevante manifestazione dell'interazione elettromagnetica.
    D'altra parte, per separare il protone e il neutrone che costituiscono
    un deutone (un nucleo che  presenta  un  legame  tra  i  più  deboli),
    occorrono  2  milioni di elettronvolt: pur tenendo conto del fatto che
    le particelle all'interno del nucleo sono molto più vicine tra loro di
    quanto non  siano  gli  atomi  in  una  molecola,  si  può  ugualmente
    concludere  che  l'interazione  nucleare è circa 130 volte più intensa
    dell'interazione elettromagnetica.
    Ma  qual  è  la  natura  di  questa  interazione  nucleare?  La  prima
    indicazione  proficua  si  ebbe  nel 1932,  allorché Werner Heisenberg
    avanzò l'ipotesi che i protoni fossero tenuti  insieme  da  "forze  di
    scambio".  Egli  immaginò  che  i  protoni  e i neutroni nel nucleo si
    scambiassero in  continuazione  le  identità,  talché  una  particella
    sarebbe  prima  un protone,  poi un neutrone,  poi ancora un protone e
    così via.  Questo processo sarebbe in grado di  mantenere  stabile  il
    nucleo,  un po' come accade quando, per tenere una patata bollente, la
    si passa rapidamente da una mano all'altra.  Prima che un  protone  si
    potesse (per così dire) «render conto» di essere un protone e cercasse
    di  allontanarsi dai protoni suoi vicini,  era diventato un neutrone e
    poteva restare  là  dove  si  trovava.  Ovviamente  il  trucco  poteva
    funzionare   solo  se  gli  scambi  avevano  luogo  con  una  rapidità
    eccezionale, diciamo entro un trilionesimo di trilionesimo di secondo.
    Un altro modo di considerare questa interazione è quello di immaginare
    due particelle che se ne scambiano  una  terza.  Ogni  volta  che  una
    particella  A  emette  la  particella  di scambio,  deve rinculare per
    conservare la quantità di moto; ogni volta che una particella B riceve
    la particella di scambio,  anch'essa viene respinta all'indietro,  per
    la  stessa ragione.  Mentre la particella di scambio rimbalza avanti e
    indietro,  le particelle  A  e  B  si  allontanano  sempre  più  l'una
    dall'altra, proprio come accadrebbe se subissero una mutua repulsione.
    Se, invece, la particella di scambio segue un percorso simile a quello
    di  un  boomerang,  spostandosi  da dietro la particella A a dietro la
    particella B,  allora le due particelle vengono  avvicinate,  come  se
    subissero un'attrazione.
    In  base  alla  teoria di Heisenberg tutte le forze di attrazione e di
    repulsione sarebbero il risultato di scambi di  particelle.  Nel  caso
    dell'attrazione e della repulsione elettromagnetiche, la particella di
    scambio   sarebbe   il   fotone,   mentre   nel  caso  dell'attrazione
    gravitazionale (in cui non sembra esservi repulsione) la particella  è
    il gravitone.
    Tanto  il  fotone  quanto  il gravitone sono privi di massa,  e sembra
    questa la ragione per cui l'elettromagnetismo e la  gravitazione  sono
    forze  che  diminuiscono  solo con il quadrato della distanza,  il che
    consente di avvertirle anche a distanze enormi.
    Le interazioni elettromagnetica e gravitazionale sono  "interazioni  a
    lungo  raggio d'azione";  per quanto ne sappiamo fino a oggi,  sono le
    uniche esistenti di questo tipo.
    L'interazione nucleare - ammesso che esistesse - non poteva essere  di
    questo  tipo: essa doveva essere molto intensa all'interno del nucleo,
    se si  voleva  che  il  nucleo  fosse  stabile;  ma  era  praticamente
    inosservabile   all'esterno  del  nucleo,   altrimenti  sarebbe  stata
    scoperta molto tempo  prima.  Pertanto,  l'intensità  dell'interazione
    nucleare  doveva diminuire molto rapidamente con la distanza: per ogni
    raddoppio della distanza,  tale forza si riduceva forse a meno di 1 su
    100 del suo valore precedente,  anziché ridursi a 1 su 4 come avveniva
    per le  interazioni  elettromagnetica  e  gravitazionale.  Per  questa
    ragione,  si  doveva respingere l'ipotesi di una particella di scambio
    priva di massa.

    Il muone.

    Nel 1935,  il fisico giapponese Hideki Yukawa analizzò da un punto  di
    vista  matematico  il  problema:  una  particella di scambio dotata di
    massa avrebbe prodotto un campo di forze  a  breve  raggio.  La  massa
    sarebbe stata inversamente proporzionale al raggio: maggiore la massa,
    minore il raggio. Risultò che la massa appropriata per tale particella
    doveva essere compresa tra quella del protone e quella dell'elettrone;
    Yukawa   stimò   che  dovesse  essere  tra  200  e  300  volte  quella
    dell'elettrone.
    Appena un anno dopo,  fu scoperta proprio  una  particella  di  questo
    tipo.  Carl Anderson (lo scopritore del positrone), mentre studiava al
    California  Institute  of  Technology  le  tracce  dei  raggi  cosmici
    secondari,  s'imbatté  in una traccia breve,  che era troppo curva per
    appartenere a un  protone  e  troppo  poco  curva  per  essere  di  un
    elettrone.  In  altre  parole,  si trattava di una particella di massa
    intermedia.  Ben presto vennero scoperte molte altre tracce simili,  e
    le  particelle  vennero  denominate  "mesotroni",   o  più  brevemente
    "mesoni".
    In seguito furono scoperte altre particelle aventi masse intermedie di
    questo ordine di grandezza: quella  scoperta  per  prima  fu  chiamata
    "mesone mu",  o "muone". («Mu» è una lettera dell'alfabeto greco; oggi
    sono state ormai usate quasi tutte le lettere greche per  indicare  le
    particelle  subatomiche.) Come nel caso delle particelle menzionate in
    precedenza, il muone esiste in due varietà, positivo e negativo.
    Il muone negativo,  la cui massa è 206,77 volte quella  dell'elettrone
    (e  quindi  circa 1 su 9 di quella del protone),  è la particella;  il
    muone positivo è l'antiparticella;  essi corrispondono rispettivamente
    all'elettrone e al positrone; anzi, attorno al 1960 era ormai evidente
    che  il  muone  negativo era identico all'elettrone in tutto,  fuorché
    nella massa: era dunque un  elettrone  pesante,  così  come  il  muone
    positivo era un "positrone pesante".
    I  muoni  positivo e negativo si annichilano a vicenda;  prima che ciò
    avvenga,  essi possono per breve tempo  girare  intorno  a  un  comune
    centro  di  forza,  così  come  fanno  l'elettrone  positivo  e quello
    negativo.  Una variante di questa situazione fu scoperta nel 1960  dal
    fisico  americano  Vernon  Willard  Hughes,  che riuscì a osservare un
    sistema formato  da  un  elettrone  che  girava  intorno  a  un  muone
    positivo; egli denominò tale sistema "muonio" (mentre un positrone che
    gira intorno a un muone negativo costituirebbe un "antimuonio").
    L'atomo  del  muonio  (se  così  è  lecito  chiamarlo)  è assai simile
    all'idrogeno 1,  in  cui  un  elettrone  gira  intorno  a  un  protone
    (positivo); i due hanno anche molte proprietà analoghe. Anche se muoni
    ed  elettroni  appaiono  identici  salvo  che  per  la  massa,  questa
    differenza di massa  è  sufficiente  perché  l'elettrone  e  il  muone
    positivo  non  siano  degli  autentici  opposti:  pertanto essi non si
    annichilano tra loro. Per questa ragione,  il muonio non ha il tipo di
    instabilità  che  caratterizza il positronio;  il muonio ha vita media
    più lunga,  anzi sarebbe stabile (se non perturbato dall'esterno),  se
    non  fosse  per  il fatto che proprio il muone è molto instabile (come
    spiegherò tra breve).
    Un'altra analogia tra muoni ed elettroni è la seguente: le  particelle
    pesanti,  così  come possono produrre elettroni più antineutrini (come
    nel caso in cui un neutrone decade in  un  protone)  o  positroni  più
    neutrini  (come  nel  caso  in  cui un protone decade in un neutrone),
    possono anche interagire formando muoni negativi  più  antineutrini  o
    muoni  positivi  più  neutrini.  Per  anni i fisici considerarono cosa
    certa che i neutrini  che  accompagnano  elettroni  e  positroni  e  i
    neutrini  che accompagnano muoni negativi e positivi fossero identici;
    ma nel 1962 si scoprì invece che i neutrini non sono,  per così  dire,
    interscambiabili:  cioè  il  neutrino  dell'elettrone non partecipa ad
    alcuna interazione in cui si produca un muone,  mentre il neutrino del
    muone  non  partecipa  ad  alcuna  interazione  che  dia  origine a un
    elettrone o a un positrone.
    In breve,  i fisici si ritrovarono con due coppie di particelle  senza
    carica  e senza massa: l'antineutrino dell'elettrone e il neutrino del
    positrone,  più l'antineutrino del muone negativo e  il  neutrino  del
    muone  positivo.  Quale  sia la differenza tra i due neutrini e quella
    tra i due antineutrini è qualcosa che nessuno oggi saprebbe  spiegare;
    ma tale differenza c'è.
    I  muoni  differiscono  dall'elettrone  e dal positrone sotto un altro
    aspetto, quello della stabilità. L'elettrone o il positrone,  lasciati
    a se stessi,  restano inalterati indefinitamente;  il muone, invece, è
    instabile,  e si disintegra dopo una vita media di due milionesimi  di
    secondo. Il muone negativo decade in un elettrone (più un antineutrino
    elettronico  e un neutrino muonico);  il muone positivo a sua volta dà
    origine a un positrone,  un neutrino  elettronico  e  un  antineutrino
    muonico.
    Quando un muone si disintegra,  quindi, dà origine a un elettrone (o a
    un positrone) con meno di 1 su 200 della sua massa,  e a due  neutrini
    privi di massa. Che accade, allora, del rimanente 99,5 per cento della
    sua  massa?  Evidentemente  si  trasforma  in energia,  che può essere
    emessa sotto forma di fotoni,  oppure spesa nella formazione di  altre
    particelle.
    Inversamente,  se  si  concentra abbastanza energia in un volume molto
    piccolo,  invece di dare origine a una coppia elettrone-positrone,  si
    può dare origine a una coppia più «gonfia»: una coppia simile a quella
    elettrone-positrone,  salvo  per l'eccesso di energia che si manifesta
    come  massa.  La  massa  in  più  non  ha  un'«adesione»  molto  forte
    all'elettrone o al positrone; pertanto il muone è instabile, si libera
    ben  presto  dalla  massa  addizionale,  diventando  un elettrone o un
    positrone.

    Il tauone.

    Naturalmente,  se in un piccolissimo volume si  concentra  ancora  più
    energia,  si  formerà  un  elettrone  di  massa  ancora  maggiore.  In
    California,  Martin L.  Perl,  facendo scontrare  frontalmente  in  un
    acceleratore  elettroni  e  positroni di alta energia,  nel 1974 trovò
    traccia dell'esistenza di un siffatto elettrone superpesante,  a cui è
    stato  dato il nome di "elettrone tau",  o,  più brevemente,  "tauone"
    («tau» è un'altra lettera dell'alfabeto greco).
    Come c'era da aspettarsi,  esso ha una massa  che  è  circa  17  volte
    quella del muone e,  pertanto, circa 3500 volte quella dell'elettrone.
    In pratica,  il tauone ha massa doppia di quella  del  protone  e  del
    neutrone.  Nonostante  ciò,  esso  è  un  leptone,  perché ha tutte le
    proprietà  dell'elettrone,   salvo  la  massa  e  la  stabilità.   Era
    prevedibile  che  fosse  assai  più  instabile del muone,  data la sua
    massa;  così infatti è;  il tauone  ha  una  vita  media  di  solo  un
    trilionesimo di secondo circa,  poi decade in un muone (e quindi in un
    elettrone).
    Ovviamente esistono un tauone positivo e uno negativo, e i fisici sono
    sicuri che a essi siano associati un neutrino e un antineutrino di  un
    terzo  tipo,  anche  se  per  il  momento questi non sono ancora stati
    osservati.

    La massa del neutrino.

    Dunque ora conosciamo dodici leptoni: l'elettrone negativo e  positivo
    (quest'ultimo  chiamato positrone),  il muone negativo e positivo,  il
    tauone negativo e positivo,  il neutrino e l'antineutrino elettronici,
    il  neutrino  e  l'antineutrino muonici e il neutrino e l'antineutrino
    tauonici.  Evidentemente sono suddivisi in tre livelli o,  come  usano
    dire oggi i fisici, in tre «sapori» ("flavors"). Ci sono l'elettrone e
    il  neutrino  associato,  con  le  loro antiparticelle;  il muone e il
    neutrino associato,  con le loro antiparticelle;  e  il  tauone  e  il
    neutrino associato, con le loro antiparticelle.
    Se  vi sono tre sapori,  non c'è ragione per cui non debbano essercene
    altri.  Forse,  se  si  potesse  aumentare  indefinitamente  l'energia
    utilizzabile, si formerebbero leptoni di sempre nuovi sapori, ciascuno
    dotato  di massa maggiore e stabilità minore del precedente.  Anche se
    forse non esiste un limite teorico al numero dei sapori,  naturalmente
    ne esiste uno pratico.  Al limite,  potrebbe occorrere tutta l'energia
    dell'universo per formare un leptone di livello particolarmente  alto,
    oltre al quale non sarebbe possibile andare; e una siffatta particella
    sarebbe  talmente  instabile  che  la  sua  esistenza sarebbe priva di
    significato da tutti i punti di vista.
    Anche limitandosi a considerare i tre sapori oggi noti, ci si trova di
    fronte al mistero dei neutrini.  Come possono esistere tre  coppie  di
    fermioni senza massa, senza carica, nettamente differenti agli effetti
    delle  interazioni  tra  particelle,  eppure privi di proprietà che li
    diversifichino, almeno per quanto ne sappiamo?
    Forse una proprietà che li distingua esiste,  ma non l'abbiamo cercata
    nel modo giusto. Per esempio, si ritiene che i neutrini dei tre sapori
    abbiano  tutti  massa  zero,  e pertanto viaggino sempre alla velocità
    della luce.  Ma supponiamo ora che il neutrino di ciascun sapore abbia
    una massa,  anche piccolissima,  che sia diversa da quella degli altri
    due. In tal caso, le proprietà dell'uno sarebbero naturalmente un poco
    diverse  da  quelle  dell'altro.   Per  esempio,   ciascuno  di   loro
    viaggerebbe a una velocità inferiore, anche se di pochissimo, a quella
    della luce, e tale scarto differirebbe da un neutrino all'altro.
    In  questo  caso  si  potrebbe  sostenere  a  livello  teorico  che un
    qualsiasi neutrino, muovendosi,  cambia la propria identità,  passando
    da  neutrino elettronico a neutrino muonico e quindi tauonico;  questi
    mutamenti rappresentano le cosiddette "oscillazioni  del  neutrino"  -
    un'ipotesi avanzata per la prima volta nel 1963 da un gruppo di fisici
    giapponesi.
    Verso  la  fine  degli  anni  settanta  Frederik  Reines,   uno  degli
    scopritori del neutrino,  insieme a Henry W.  Sobel e a Elaine Pasierb
    dell'Università di California,  volle controllare questa ipotesi. Essi
    bombardarono circa 270 chili di acqua pesante molto pura con  neutrini
    provenienti dalla fissione dell'uranio: questo processo avrebbe dovuto
    produrre "solo" neutrini elettronici.
    I  neutrini  possono  avere  due  tipi di effetti: in primo luogo,  un
    neutrino può colpire la combinazione protone-neutrone del  nucleo  del
    deuterio presente nell'acqua pesante,  scindendola e seguitando poi la
    propria corsa.  Questa è una "interazione di corrente neutra",  e  può
    essere prodotta da un neutrino di qualsiasi sapore.  In secondo luogo,
    un neutrino, colpendo la combinazione protone-neutrone, può indurre un
    decadimento del protone in un neutrone,  producendo un  elettrone;  in
    questo caso,  il neutrino cessa di esistere; è questa una "interazione
    di corrente carica",  e sono solo i neutrini elettronici  che  possono
    provocarla.
    Si può calcolare il numero di eventi di ciascuna classe che dovrebbero
    verificarsi sia nel caso in cui i neutrini non oscillassero, rimanendo
    neutrini elettronici,  sia in quello in cui oscillassero, cambiando la
    propria identità.  Nel 1980,  Reines annunciò che il  suo  esperimento
    sembrava dimostrare l'esistenza dell'oscillazione del neutrino.  (Dico
    «sembrava» perché si tratta di un esperimento al limite del  possibile
    e perché altri analoghi esperimenti hanno dato risultati opposti.)
    La questione resta dunque sospesa, ma esperimenti effettuati da fisici
    moscoviti  a proposito di tutt'altro problema sembrano aver dimostrato
    che il neutrino elettronico avrebbe una massa che  potrebbe  aggirarsi
    sui  40  elettronvolt,  il  che  significa  1  su  13 mila della massa
    dell'elettrone;  non c'è dunque da meravigliarsi se si era creduto che
    la particella fosse priva di massa.
    Se  Reines  è nel giusto,  cioè se esiste l'oscillazione del neutrino,
    sarebbe spiegata la scarsità dei neutrini provenienti dal sole, di cui
    ho fatto già cenno in questo capitolo, e che tanto sconcerta i fisici.
    Il  sistema  escogitato  da  Davis  per  rivelare  i  neutrini  solari
    catturerebbe solo neutrini elettronici.  Se i neutrini emessi dal sole
    oscillano,  arrivando sulla terra sotto forma di un miscuglio dei  tre
    sapori, magari in quantità uguali, non fa meraviglia che troviamo solo
    un terzo dei neutrini previsti.
    Inoltre,  se  i  neutrini hanno una sia pur piccolissima massa,  anche
    solo 1 su  13  mila  di  quella  dell'elettrone,  essi  sono  talmente
    numerosi  nello  spazio che si può calcolare che nell'insieme superino
    la massa di tutti i protoni e i neutroni.  Più del 99 per cento  della
    massa  dell'universo  sarebbe  in  tal  caso  fatta di neutrini;  essi
    potrebbero senz'altro rappresentare la  «massa  mancante»  di  cui  ho
    parlato nel capitolo secondo. In effetti, ci sarebbe nell'universo una
    massa  di  neutrini  sufficiente  a  renderlo chiuso,  assicurando che
    l'espansione  prima  o  poi  cesserà,   e  l'universo  ricomincerà   a
    contrarsi.
    Tutto  ciò,  però,  solo  se  Reines è nel giusto: cosa che ancora non
    sappiamo.

    ADRONI E QUARK.
    Il muone, essendo una sorta di elettrone pesante,  non può essere quel
    cemento  nucleare di cui andava alla ricerca Yukawa;  e siccome non ci
    sono elettroni nel nucleo,  non ci dovrebbe essere neppure  il  muone.
    Questo  fatto  fu stabilito su basi puramente sperimentali assai prima
    che  si  sospettasse  la  quasi  identità  di  muoni   ed   elettroni;
    semplicemente, i muoni non mostravano alcuna tendenza a interagire con
    i nuclei. Per un certo periodo, la teoria di Yukawa sembrò vacillare.

    Pioni e mesoni.

    Nel 1947,  però,  il fisico inglese Cecil Frank Powell scoprì un altro
    tipo di mesone nelle fotografie delle tracce dei raggi  cosmici;  esso
    aveva una massa leggermente superiore a quella del muone, e pari a 273
    volte  la massa dell'elettrone.  Al nuovo mesone venne dato il nome di
    "mesone pi", o "pione".
    Si verificò che il pione interagiva fortemente con il nucleo,  ed  era
    esattamente  la  particella  prevista da Yukawa.  (Yukawa ricevette il
    premio Nobel per la fisica nel 1949,  mentre Powell lo  ricevette  nel
    1950.) In realtà, esisteva un pione positivo che fungeva da particella
    di scambio tra protoni e neutroni,  ed esisteva anche l'antiparticella
    corrispondente,  il pione negativo,  che svolgeva una funzione analoga
    con  antiprotoni e antineutroni.  Entrambi hanno vite medie ancora più
    brevi di quelle dei muoni: dopo una vita media di circa  1  su  40  di
    microsecondo,  si  disintegrano  dando  origine  a  muoni più neutrini
    muonici.  (Naturalmente,  in seguito  il  muone  si  disintegra  dando
    origine  a  elettroni  e  ad  altri  neutrini.)  Esiste anche un pione
    neutro,  che è l'antiparticella di se stesso.  (In  altre  parole,  si
    tratta  di  una  particella  della  quale esiste una sola varietà.) E'
    estremamente instabile,  e si disintegra in meno di un quintilionesimo
    di secondo, formando una coppia di fotoni gamma.
    Anche  se è vero che il pione «fa parte» del nucleo,  a volte gli gira
    fuggevolmente intorno prima di interagire con esso:  in  tal  caso  si
    forma  un  atomo  pionico,  come  si  scoprì  nel 1952.  In realtà per
    qualsiasi coppia di particelle (o di sistemi di particelle)  di  segno
    opposto  si  può  fare  in  modo  che  l'una si metta a girare intorno
    all'altra;  negli anni sessanta i fisici si accinsero allo  studio  di
    parecchi  «atomi  esotici»,  dal  carattere  evanescente,  sperando di
    riuscire a saperne di più sulla struttura delle particelle.
    I pioni furono i primi  a  essere  scoperti  di  un'intera  classe  di
    particelle,   che   vengono  raggruppate  sotto  la  denominazione  di
    "mesoni".  Di esse "non" fa parte il muone,  anche se in  origine  era
    stata  proprio questa la prima particella a essere denominata così.  I
    mesoni interagiscono intensamente con i protoni e i neutroni;  i muoni
    invece  no,  ed  è questa la ragione per cui hanno perso il diritto di
    essere inclusi in tale classe.
    Un altro esempio di particella - oltre al pione - che faccia parte del
    gruppo è il "mesone K",  o "kaone",  che fu scoperto nel 1952  da  due
    fisici  polacchi,  Marian Danysz e Jerzy Pniewski.  La sua massa è 970
    volte quella dell'elettrone,  e quindi circa la metà della  massa  del
    protone o del neutrone.  Esistono due varietà di kaoni, una positiva e
    una neutra, ciascuna con la propria antiparticella.  Naturalmente sono
    instabili, e decadono dando origine a pioni in circa un microsecondo.

    Barioni.

    Per  masse superiori a quelle dei mesoni si hanno i barioni (di cui ho
    già parlato). Di questi ultimi fanno parte i protoni e i neutroni, che
    ne costituirono gli  unici  esempi  noti  fino  agli  anni  cinquanta.
    Tuttavia,  a  partire  dal  1954  si scoprì una serie di particelle di
    massa ancora maggiore,  che talora vengono  chiamate  "iperoni".  Sono
    stati  proprio i barioni le particelle che più hanno proliferato negli
    ultimi anni;  il protone e il neutrone non sono che le due  particelle
    più leggere di una classe molto ampia.
    I  fisici  hanno  scoperto  una  "legge  di  conservazione  del numero
    barionico": in tutti i processi di  decadimento  delle  particelle  il
    numero totale dei barioni (cioè la differenza tra numero dei barioni e
    numero degli antibarioni) resta sempre lo stesso. Il decadimento porta
    sempre  da  una particella di maggior massa a una di massa minore,  il
    che spiega come mai il protone sia stabile, anzi sia l'"unico" barione
    a esserlo.  Il fatto è che il protone è il barione più leggero: se  si
    disintegrasse,  dovrebbe  cessare  di essere un barione,  venendo meno
    alla legge di conservazione del numero barionico.  Anche l'antiprotone
    è   stabile  per  questa  stessa  ragione,   essendo  il  più  leggero
    antibarione esistente.  Naturalmente,  un  protone  e  un  antiprotone
    possono  invece  dar  luogo  a  un  processo  di mutua annichilazione,
    perché,  presi insieme (essendo un barione e  un  antibarione),  hanno
    come numero barionico totale zero.
    (Esiste  anche una "legge di conservazione del numero leptonico",  che
    spiega perché elettrone e positrone sono gli "unici" leptoni a  essere
    stabili;  essi  sono  i  leptoni  di  massa  più piccola e non possono
    disintegrarsi in nulla di più  semplice  senza  violare  la  legge  di
    conservazione.  In  realtà  c'è  una  seconda  ragione che impedisce a
    elettroni e positroni di decadere: essi sono le  particelle  di  massa
    più piccola che possano avere una carica elettrica.  Se decadessero in
    qualcosa di più semplice, perderebbero tale carica - ma questa perdita
    è vietata dalla  "legge  di  conservazione  della  carica  elettrica".
    Quest'ultima  è  una legge di conservazione più fondamentale di quella
    della conservazione  del  numero  barionico,  come  vedremo;  pertanto
    elettroni  e  positroni sono,  sotto un certo aspetto,  più stabili di
    protoni e antiprotoni - o, almeno, "può" darsi che lo siano.)
    I primi barioni scoperti dopo il protone  e  il  neutrone  sono  stati
    indicati  con  le  lettere  dell'alfabeto  greco:  ci  furono così una
    "particella lambda", una "particella sigma" e una "particella csi". La
    prima di queste si presentava in una sola varietà, neutra;  la seconda
    in tre varietà,  positiva, negativa e neutra; la terza in due varietà,
    negativa e neutra.  Ciascuna di queste  particelle  aveva  la  propria
    antiparticella,  così  che in tutto facevano dodici particelle.  Tutte
    quante erano estremamente instabili: nessuna poteva vivere per più  di
    un centesimo di microsecondo circa;  qualcuna poi,  come la particella
    sigma neutra,  si disintegrava dopo un centesimo  di  trilionesimo  di
    microsecondo.
    La particella lambda,  essendo neutra,  può sostituire un neutrone nel
    nucleo,  formando un "ipernucleo" - un'entità  che  dura  meno  di  un
    miliardesimo di secondo: il primo oggetto del genere a essere scoperto
    fu  un nucleo di ipertrizio,  costituito di un protone,  un neutrone e
    una particella lambda:  esso  fu  individuato  tra  i  prodotti  della
    radiazione  cosmica da Danysz e Pniewski nel 1952.  Danysz,  nel 1963,
    riferì di aver  trovato  ipernuclei  che  contenevano  due  particelle
    lambda.  Inoltre,  si  può  fare  in  modo  di  sostituire con iperoni
    negativi alcuni elettroni della struttura atomica: ciò  fu  realizzato
    nel  1968:  Queste  particelle  di massa elevata che sostituiscono gli
    elettroni girano intorno al nucleo così da presso che si può dire  che
    passino  la  loro  vita  in  pratica  entro le regioni più esterne del
    nucleo stesso.
    Tutte queste  sono  comunque  particelle  relativamente  stabili,  che
    vivono  abbastanza  a  lungo  da  consentire di rivelarne la presenza,
    stabilendone l'identità e la vita media.  Negli  anni  sessanta  venne
    scoperta  da  Alvarez (che ricevette per questo il premio Nobel per la
    fisica nel 1968) la prima di una serie di particelle che avevano  vita
    così  breve  che  la  loro  esistenza poteva solo essere postulata per
    spiegare i prodotti della loro disintegrazione:  le  loro  vite  medie
    sono  dell'ordine di pochi trilionesimi di un trilionesimo di secondo,
    tanto che ci si può chiedere se sono realmente singole  particelle,  o
    non  piuttosto  una  combinazione di due o tre particelle,  che per un
    breve istante sostano per farsi un cenno di saluto, per poi riprendere
    subito la loro fuga.
    Queste entità dalla vita ultrabreve vengono chiamate "risonanze";  man
    mano  che  i  fisici  poterono  disporre  di  energie sempre maggiori,
    continuarono  a  produrre  sempre  nuove  particelle,   finché  queste
    salirono  a  150 e più,  tutte appartenenti alle famiglie dei mesoni e
    dei barioni;  questi due gruppi vennero poi conglobati  in  uno  solo,
    detto  degli  "adroni"  (dalla parola greca che significa «forte»).  I
    leptoni invece non andarono al di là dei tre sapori, ciascuno composto
    di particella, antiparticella, neutrino e antineutrino.
    I fisici cominciarono a sentirsi a disagio a causa del gran numero  di
    adroni, così come lo erano stati i chimici un secolo prima a causa del
    moltiplicarsi degli elementi.  Si cominciò a sospettare che gli adroni
    dovessero esser fatti di particelle più  semplici.  A  differenza  dei
    leptoni,  gli  adroni  non  erano  puntiformi,  ma avevano un diametro
    definito - non molto grande,  certo,  dell'ordine del trilionesimo  di
    millimetro - il che, comunque, li rendeva ben diversi da un punto.
    Negli  anni  cinquanta il fisico americano Robert Hofstadter indagò la
    struttura dei nuclei usando elettroni di energia estremamente alta,  i
    quali  non interagivano con i nuclei stessi,  ma rimbalzavano via;  in
    base alle loro  traiettorie,  Hofstadter  riuscì  a  formulare  alcune
    ipotesi  sulla  struttura  degli  adroni;   le  sue  conclusioni,  pur
    dimostrandosi in seguito inadeguate,  costituirono  tuttavia  un  buon
    punto  di  partenza;  egli ricevette il premio Nobel per la fisica nel
    1961.

    La teoria dei quark.

    Ciò che sembrava necessario era una sorta di  tavola  periodica  delle
    particelle  subatomiche  -  qualcosa  che  riuscisse a raggrupparle in
    famiglie,  formate da  uno  o  più  membri  fondamentali  e  da  altre
    particelle  che  rappresentassero lo stato di eccitamento di uno o più
    membri fondamentali.
    Qualcosa del genere venne  proposto  nel  1961  dal  fisico  americano
    Murray  Gell-Mann  e dal fisico israeliano Yuval Ne'emen,  che avevano
    lavorato in  modo  indipendente.  Le  particelle  vennero  riunite  in
    gruppi,  in base alle loro proprietà, secondo uno schema perfettamente
    simmetrico,  cui Gell-Mann diede il nome di "eightfold way" (ottuplice
    via),  ma che in linguaggio formale si indica con la sigla SU(3).  Per
    completare uno di questi raggruppamenti  mancava  una  particella,  la
    quale,  per andar bene,  doveva avere una data massa e un dato insieme
    di altre  proprietà,  che  non  costituivano  una  combinazione  molto
    probabile  per una particella;  ciononostante nel 1964 fu scoperta una
    particella, la "omega meno",  che aveva appunto l'insieme di proprietà
    previsto;  negli  anni successivi,  essa fu osservata ancora decine di
    volte.  Nel 1971 fu poi scoperta la sua  antiparticella,  l'"antiomega
    meno".
    Anche  se  i  barioni  erano stati suddivisi in gruppi,  ottenendo una
    sorta di tavola  periodica  subatomica,  restavano  ancora  abbastanza
    particelle  diverse  perché  i  fisici sentissero l'urgenza di trovare
    qualcosa di ancora più semplice e fondamentale.  Nel 1964 Gell-Mann  -
    che  era alla ricerca del modo più semplice di render conto di tutti i
    barioni con  un  numero  minimo  di  "particelle  sub-barioniche"  più
    fondamentali  -  propose  il  concetto di "quark".  Scelse questo nome
    perché era giunto alla conclusione che per fare un barione bastava una
    combinazione di tre quark e che le diverse combinazioni dei tre  quark
    erano  sufficienti  per  costituire  tutti i barioni noti,  il che gli
    aveva richiamato alla mente un verso del "Finnegan's  Wake"  di  James
    Joyce: «Three quarks for Muster Mark».
    Per spiegare le proprietà note dei barioni, i tre quark dovevano avere
    a  loro volta certe proprietà ben definite,  la più sorprendente delle
    quali era una carica elettrica frazionaria.  Tutte le particelle note,
    o non avevano carica elettrica,  o ne avevano una esattamente uguale a
    quella dell'elettrone (o del positrone),  o infine avevano una  carica
    esattamente  multipla  di quella dell'elettrone (o del positrone).  In
    altre parole,  le cariche note erano 0,  +  1,  meno  1,  +2,  meno  2
    eccetera.  L'idea  di  una carica frazionaria era così strana,  che la
    proposta di Gell-Mann incontrò all'inizio una forte resistenza.  Ma il
    fatto  che  con  questo  concetto Gell-Mann riuscisse a spiegare tante
    cose gli valse dapprima un ascolto rispettoso,  poi un seguito  sempre
    più vasto, infine un premio Nobel per la fisica, nel 1969.
    Gell-Mann partiva,  per esempio, da due quark, che sono noti oggi come
    "quark up" e "quark down",  dove "up" (su) e "down"  (giù)  non  vanno
    intesi  in  senso  realistico,  ma  sono  solo  una  denominazione  di
    fantasia. (Non si deve credere che gli scienziati, e tanto meno quelli
    più giovani, siano macchine pensanti senza anima e senza emozioni;  al
    contrario,  amano scherzare,  e talora dire sciocchezze,  proprio come
    possono fare un romanziere o un camionista.) Solitamente, essi vengono
    chiamati "quark u" e "quark d".
    Il quark u ha carica + 2 su 3 e il quark d ha carica meno 1 su 3;  non
    basta:  c'è  anche  un  "antiquark  u",  con  carica  meno 2 su 3 e un
    "antiquark d", con carica + 1 su 3.
    Due quark u e un quark d avranno cariche + 2 su 3,  + 2 su 3 e meno  1
    su 3,  cioè in totale + 1,  così che formeranno,  in combinazione,  un
    protone; d'altra parte,  due quark d e un quark u avranno cariche meno
    1  su  3,  meno 1 su 3 e + 2 su 3,  cioè in totale 0,  e formeranno in
    combinazione un neutrone.
    Tre quark si combineranno sempre in modo che la carica totale  sia  un
    numero  intero:  così,  due  antiquark  u e un antiquark d avranno una
    carica totale pari a meno  1,  formando  un  antiprotone,  mentre  due
    antiquark  d  e un antiquark u avranno carica totale 0 e formeranno un
    antineutrone.
    Inoltre,  i quark si uniscono così saldamente,  grazie all'interazione
    nucleare,  che fino a oggi gli scienziati non sono riusciti a spezzare
    protoni e neutroni nei singoli quark. Sembra,  anzi,  che l'attrazione
    tra  quark  cresca  con  la  distanza,  così  che non ci sarebbe alcun
    sistema per scindere un  protone  o  un  neutrone  nei  quark  che  lo
    compongono;  in  tal  caso,  le  cariche  frazionarie  potranno  anche
    esistere,  ma non potranno mai essere  osservate,  il  che  rende  più
    facile accettare l'idea dissacratoria di Gell-Mann.
    Tuttavia  questi  due  quark  non bastano da soli a rendere ragione di
    tutti  i  barioni  o  di  tutti  i  mesoni  (che  sono  costituiti  da
    combinazioni    di   "due"   quark).    Gell-Mann   aveva   ipotizzato
    originariamente l'esistenza di un terzo quark, che oggi viene chiamato
    "quark s",  dove s si potrebbe dire sia l'iniziale di  "sideways"  (di
    lato)  per analogia con up e down;  più spesso,  però,  si spiega la s
    come iniziale di "strangeness" (stranezza),  perché il quark s è stato
    usato per spiegare la struttura delle cosiddette "particelle strane" -
    che  devono  il  loro  nome  al  fatto di avere vita media superiore a
    quella per esse prevista.
    Comunque,  i fisici che studiavano l'ipotesi dei  quark  finirono  per
    stabilire  che questi dovevano esistere a coppie: se c'era un quark s,
    doveva esserci anche un suo compagno,  che chiamarono "quark c"  (dove
    peraltro  c non è l'iniziale di «compagno»,  ma di "charm",  incanto).
    Nel 1974 i fisici americani Burton Richter e Samuel Chao  Chung  Ting,
    lavorando indipendentemente e usando energie molto elevate,  isolarono
    delle particelle che avevano proprietà che richiedevano  il  quark  c.
    (Erano  particelle dotate di "charm".) I due scienziati condivisero il
    premio Nobel per la fisica nel 1976.
    Ciascuna coppia  di  quark  costituisce  un  sapore,  e,  sotto  certi
    aspetti,  tali sapori corrispondono a quelli dei leptoni.  Ogni sapore
    dei quark ha quattro membri - per esempio,  il quark u,  il  quark  d,
    l'antiquark  u  e  l'antiquark  d  -  esattamente come ogni sapore dei
    leptoni ha quattro membri - per esempio l'elettrone,  il neutrino,  il
    positrone  e  l'antineutrino.  In  entrambi  i  casi  i  sapori  noti,
    comunque, sono tre: elettrone, muone e tauone tra i leptoni, i quark u
    e d, i quark s e c, e infine i "quark t" e "b".  Qui "t" sta per "top"
    (cima)  e  "b"  sta  per  "bottom"  (fondo);  esiste però una versione
    fantasiosa, secondo cui le due lettere starebbero per "truth" (verità)
    e "beauty" (bellezza).  I  quark,  come  i  leptoni,  sembrano  essere
    particelle fondamentali, puntiformi e prive di struttura (cosa però di
    cui è meglio non essere tanto certi, visto che siamo già stati giocati
    a  questo  proposito  prima  dall'atomo,  poi  dal protone).  Potrebbe
    inoltre darsi che per entrambi i gruppi vi sia  un  numero  di  sapori
    indefinito,  e  che  potremmo  osservarli  tutti,  se  avessimo sempre
    maggior energia da impiegare a questo scopo.
    Una differenza enorme tra leptoni e quark è evidenziata dal fatto  che
    i  leptoni  hanno  cariche  intere  o  non ne hanno affatto,  e non si
    combinano, mentre i quark hanno cariche frazionarie e,  a quanto pare,
    esistono solo in combinazione.
    I  quark si combinano secondo regole determinate: ogni sapore di quark
    si presenta in tre diverse varietà  -  cosa  che  non  avviene  per  i
    leptoni.  La  proprietà  che differenzia queste tre varietà è chiamata
    "colore" (ma la cosa va intesa solo metaforicamente);  le tre  varietà
    sono indicate con i colori "rosso", "blu" e "verde".
    Quando i quark si combinano a tre a tre per formare un barione, uno di
    essi  deve essere rosso,  uno blu e uno verde;  la combinazione non ha
    colore,  ossia è "bianca".  (Ed è proprio per questo  che  sono  stati
    scelti il rosso,  il blu e il verde; perché nel mondo che ci circonda,
    come pure sugli schermi televisivi, questa combinazione dà il bianco.)
    Quando i quark si combinano a due a due per formare un mesone,  uno di
    essi sarà di un dato colore e l'altro del colore complementare, talché
    di  nuovo  daranno come risultato il bianco.  (Quanto ai leptoni,  non
    hanno colore, essendo di per sé bianchi.)
    Lo studio delle combinazioni dei quark tali che il prodotto finale sia
    sempre privo di colore  e  dotato  di  carica  intera  viene  chiamato
    "cromodinamica quantistica" (da "chroma",  «colore» in greco).  Questa
    espressione richiama il nome di una moderna  e  feconda  teoria  delle
    interazioni elettromagnetiche, l'"elettrodinamica quantistica".
    Quando  i  quark  si  combinano,  lo  fanno mediante una particella di
    scambio che, seguitando a muoversi avanti e indietro,  serve a tenerli
    insieme; tale particella di scambio viene chiamata "gluone", da «glue»
    (colla). Anche i gluoni hanno un colore, il che complica le cose; essi
    possono anche saldarsi l'uno all'altro,  formando un prodotto chiamato
    "palla gluonica" ("glueball").
    Anche se non è possibile spezzare gli  adroni  ottenendo  dei  singoli
    quark  (due  nel caso dei mesoni,  tre nel caso dei barioni),  vi sono
    modi più indiretti per dimostrare  l'esistenza  dei  quark.  E'  forse
    possibile  ottenere  dei  quark  dal  nulla  concentrando  sufficiente
    energia in un piccolo volume,  per esempio facendo scontrare tra  loro
    fasci  di  elettroni  e  positroni di altissima energia (come nel caso
    della produzione del tauone).
    I quark così ottenuti si combinerebbero istantaneamente  in  adroni  e
    antiadroni,  che schizzerebbero via in direzioni opposte. Se l'energia
    fosse  "sufficiente",   i  getti  sarebbero  tre  e  formerebbero   un
    trifoglio,  fatto  di  adroni,  antiadroni e gluoni.  Una figura a due
    foglie è  stata  effettivamente  realizzata;  e,  nel  1979,  è  stato
    annunciato  che  in  alcuni esperimenti si stava cominciando a formare
    una rudimentale terza foglia.  Questa viene considerata una importante
    conferma alla teoria dei quark.

    I CAMPI.
    Qualsiasi  particella  che  possegga  una massa è sorgente di un campo
    gravitazionale che si estende indefinitamente in tutte le direzioni  e
    la  cui  intensità  diminuisce  proporzionalmente  al  quadrato  della
    distanza dalla sorgente.
    L'intensità del campo è incredibilmente piccola nel caso di particelle
    singole;  così piccola che,  quando si  studiano  le  interazioni  tra
    particelle,  si  può  ignorare  il  campo a tutti gli effetti.  Esiste
    comunque un solo tipo di massa, e l'interazione gravitazionale tra due
    particelle è sempre, a quanto se ne sa, di tipo attrattivo.
    Inoltre  il  campo  gravitazionale  associato  a  un  sistema  di  più
    particelle  appare,  da un punto esterno al sistema,  come la somma di
    tutti  i  campi  associati   alle   singole   particelle.   Il   campo
    gravitazionale di un corpo come il sole o la terra è identico a quello
    previsto  nel caso di un'unica particella dotata di tutta la massa del
    corpo e situata nel  centro  di  gravità  del  corpo  stesso.  (Ciò  è
    rigorosamente  vero  solo  se  il  corpo  è perfettamente sferico e ha
    densità uniforme,  oppure se ha una densità che varia dal centro  alla
    periferia,   mantenendo   una  simmetria  sferica:  condizioni  queste
    suppergiù soddisfatte per oggetti simili al sole e alla terra.)
    Ne consegue che il sole e,  in misura minore,  la  terra  hanno  campi
    gravitazionali  di  intensità  enorme,  così  che  possono interagire,
    attraendosi reciprocamente e restando saldamente legati, anche se sono
    alla distanza di  150  milioni  di  chilometri.  Sistemi  di  galassie
    possono  mantenersi uniti anche se sono dispersi a distanze di milioni
    di anni luce; e, se mai l'universo ricomincerà a contrarsi, lo farà in
    virtù dell'attrazione di  gravità  che  agisce  anche  a  distanza  di
    miliardi di anni luce.
    Ogni  particella che abbia una carica elettrica è sorgente di un campo
    elettromagnetico che si estende indefinitamente in tutte le  direzioni
    e  la  cui  intensità  diminuisce  proporzionalmente al quadrato della
    distanza dalla sorgente. Se poi una particella possiede massa e carica
    elettrica (e non esiste carica elettrica senza massa), essa è sorgente
    di entrambi i campi.

    L'interazione elettromagnetica.

    L'intensità del campo elettromagnetico è molti trilioni di trilioni di
    trilioni di volte maggiore di  quella  del  campo  gravitazionale  per
    qualsiasi  singola  particella;  esistono,  però,  due tipi di cariche
    elettriche,  positiva e negativa,  così che il campo  elettromagnetico
    presenta   tanto   il   fenomeno   dell'attrazione  che  quello  della
    repulsione.  Quando le cariche dei due tipi sono  presenti  in  numero
    uguale, esse tendono a neutralizzarsi reciprocamente; allora fuori dal
    sistema non vi è campo elettromagnetico. Così, gli atomi in condizioni
    normali  sono  costituiti  da  un  numero uguale di cariche negative e
    positive, e risultano quindi elettricamente neutri.
    Quando la carica positiva o negativa è presente in eccesso  si  ha  un
    campo  elettromagnetico,  ma  la  reciproca  attrazione  delle cariche
    opposte garantisce che qualsivoglia eccesso in un senso  o  nell'altro
    sarà  di  entità microscopica;  i campi elettromagnetici eventualmente
    presenti non possono  quindi  competere  per  intensità  con  i  campi
    gravitazionali  di corpi grandi come un grosso asteroide,  o più.  Per
    questo Isaac Newton,  che si occupò soltanto di campi  gravitazionali,
    fu  in  grado  di costruire una spiegazione soddisfacente dei moti dei
    corpi del sistema solare,  spiegazione che poté poi essere  estesa  ai
    moti delle stelle e delle galassie.
    Le  interazioni elettromagnetiche,  però,  non possono essere ignorate
    del tutto: esse svolgono un ruolo nella formazione del sistema solare,
    nel  trasferimento  del  momento  angolare  dal  sole  ai  pianeti   e
    probabilmente  in  alcune  delle  strane manifestazioni collegate agli
    anelli di minuscole particelle  che  circondano  Saturno;  si  tratta,
    tuttavia, di effetti di secondaria importanza.
    Ogni  adrone  (mesone  o barione o quark costitutivo) è sorgente di un
    campo  che  si  estende  in  tutte   le   direzioni   indefinitamente;
    l'intensità di tale campo diminuisce tanto rapidamente con la distanza
    che  non  è possibile avvertirlo a distanze superiori a un diametro di
    nucleo atomico: in tal caso si può ignorare questo campo,  che pure ha
    un'importanza  preponderante  all'interno  del  nucleo  o  quando  due
    particelle a grande velocità si sfiorano  a  distanze  nucleari;  tale
    campo,  quindi,  non  svolge  alcuna  parte per quanto riguarda i moti
    generali dei corpi astronomici,  ma acquista importanza,  per esempio,
    quando si indaga sui nuclei delle stelle.
    Anche  i  leptoni  sono  sorgenti di un campo che può essere avvertito
    solo a distanze nucleari;  esso ha addirittura  un  raggio  minore  di
    quello  del  campo degli adroni;  pur essendo entrambi campi nucleari,
    essi sono molto diversi, non solo per il tipo di particelle a cui sono
    associati, ma anche per intensità. Il campo degli adroni ha,  per ogni
    particella,  un'intensità  137  volte  maggiore  di  quella  del campo
    elettromagnetico,  mentre l'intensità del campo dei leptoni è soltanto
    un  centomiliardesimo circa di quella del campo elettromagnetico.  Per
    tali ragioni si definisce  solitamente  il  campo  degli  adroni  come
    "interazione  forte",  e quello dei leptoni come "interazione debole".
    (Si ricordi comunque che l'interazione  debole  è  tale  in  confronto
    all'interazione forte e all'interazione elettromagnetica,  ma è ancora
    10 mila trilioni di trilioni di  volte  più  intensa  dell'interazione
    gravitazionale.)
    Queste  quattro  interazioni,  per  quanto  ne  sappiamo  fino a oggi,
    rendono ragione di tutti i comportamenti delle particelle,  e  quindi,
    indirettamente,  di  tutti  i  comportamenti misurabili,  di qualsiasi
    sorta.  Nulla per ora fa pensare che esista una quinta interazione,  o
    che  possa esistere.  (Naturalmente,  la frase precedente non equivale
    affatto a dire che, in base a queste quattro interazioni, noi possiamo
    oggi effettivamente capire tutti i  comportamenti  misurabili:  sapere
    che  una complessa equazione matematica ha una soluzione non significa
    essere sicuramente capaci di trovarla.)
    L'interazione debole fu descritta matematicamente per la  prima  volta
    da  Fermi nel 1934,  ma restò poi per decenni la meno conosciuta delle
    quattro interazioni.  Per esempio,  tutte  e  quattro  le  interazioni
    dovrebbero  avere  particelle  di  scambio  che mediano le interazioni
    stesse: per l'interazione elettromagnetica c'è il fotone,  per  quella
    gravitazionale  il  gravitone,   per  l'interazione  forte  a  livello
    protone-neutrone il pione e per  l'interazione  forte  a  livello  dei
    quark il gluone. Dovrebbe esistere una particella del genere anche per
    l'interazione  debole,  una  "particella  W" (dall'iniziale di «weak»,
    debole), ma,  per più di mezzo secolo,  questa particella è riuscita a
    eludere ogni ricerca.

    Le leggi di conservazione.

    Vi  è poi la questione delle leggi di conservazione,  da cui dipendono
    le regole che consentono di  dire  quali  interazioni  tra  particelle
    siano possibili e quali no,  e quindi,  più in generale,  che cosa può
    accadere nell'universo e che cosa no. Senza le leggi di conservazione,
    gli   eventi   dell'universo   sarebbero   anarchici   e    totalmente
    incomprensibili.
    I  fisici  nucleari  hanno  a  che  fare  con  una dozzina di leggi di
    conservazione:  alcune  sono  quelle  ben  note   della   fisica   del
    diciannovesimo  secolo:  la  conservazione dell'energia,  quella della
    quantità di moto,  quella del momento angolare e quella  della  carica
    elettrica.  Vi  sono  poi  leggi  di  conservazione meno familiari: la
    conservazione della stranezza,  la conservazione del numero barionico,
    quella dello spin isotopico, e altre ancora.
    A  quanto pare,  le interazioni forti obbediscono a tutte queste leggi
    di  conservazione,   tanto  che  negli   anni   cinquanta   i   fisici
    consideravano   cosa  sicura  che  tali  leggi  fossero  universali  e
    irrevocabili.  Ma non era così.  Nel caso  delle  interazioni  deboli,
    alcune delle leggi di conservazione vengono violate.
    In particolare,  la legge di conservazione che fu demolita per prima è
    quella di "conservazione della parità".  La  parità  è  una  proprietà
    strettamente  matematica,   che  non  si  può  descrivere  con  esempi
    concreti;  basterà dire che tale proprietà si riferisce a una funzione
    matematica che ha a che fare con le caratteristiche ondulatorie di una
    particella  e  con  la  sua  posizione nello spazio.  La parità ha due
    valori possibili - "pari" e "dispari".  Ciò che qui importa è il fatto
    che  la parità veniva considerata una proprietà fondamentale soggetta,
    come l'energia o la quantità di moto, a una legge di conservazione: in
    qualsiasi interazione o mutamento, la parità doveva essere conservata.
    Ciò  equivale  a  dire  che  si  pensava  che,  quando  le  particelle
    interagendo   danno  origine  a  nuove  particelle,   nei  due  membri
    dell'equazione la parità deve essere uguale, proprio come accade per i
    numeri di massa, i numeri atomici o i momenti angolari.
    Facciamo un esempio.  Se una particella di parità pari e una di parità
    dispari interagiscono dando origine ad altre due particelle, una delle
    nuove  particelle deve avere parità pari e l'altra parità dispari.  Se
    due particelle di parità dispari danno luogo a due  nuove  particelle,
    queste devono essere o entrambe pari o entrambe dispari; inversamente,
    se  una  particella  di  parità pari si disintegra dando origine a due
    particelle,  entrambe devono avere parità pari o  parità  dispari;  se
    decade  in tre particelle,  tutte e tre devono avere parità pari o una
    parità pari e le altre due parità dispari. (La cosa risulta più chiara
    considerando cosa accade con i numeri  pari  e  dispari,  che  seguono
    regole analoghe: per esempio,  un numero pari può solo essere la somma
    di due numeri pari o di due numeri dispari, ma non di un numero pari e
    un numero dispari.)
    I guai cominciarono quando ci si avvide che i  mesoni  K  a  volte  si
    disintegravano  in  due mesoni pi (avendo il mesone pi parità dispari,
    la parità totale era pari) e altre volte davano origine a  tre  mesoni
    pi  (parità  totale dispari).  I fisici ne conclusero che vi erano due
    tipi di mesoni K,  uno di parità pari e uno di parità  dispari,  e  li
    chiamarono rispettivamente "mesone theta" e "mesone tau".
    Ora,  i  due  mesoni,  sotto tutti gli aspetti salvo la parità,  erano
    identici: stessa massa, stessa carica, stessa stabilità,  uguali sotto
    ogni  aspetto.  Era  difficile  da mandar giù l'idea di due particelle
    distinte  con  tutte  le  proprietà  esattamente  uguali.   Era  forse
    possibile  che si trattasse in realtà di una stessa particella,  e che
    ci fosse invece qualcosa di sbagliato nel  concetto  di  conservazione
    della parità? Nel 1956, due giovani fisici cinesi che lavoravano negli
    Stati  Uniti,  Tsung Dao Lee e Chen Ning Yang,  avanzarono esattamente
    questa ipotesi: essi proposero che la conservazione della parità fosse
    valida  per  le  interazioni  forti,   ma  potesse  venir  meno  nelle
    interazioni  deboli,  come quelle coinvolte nel decadimento del mesone
    K.
    Mentre analizzavano matematicamente  questa  possibilità,  parve  loro
    chiaro che, nel caso in cui la conservazione della parità fosse venuta
    meno,  le  particelle  implicate  nelle  interazioni  deboli avrebbero
    dovuto avere "chiralità", cioè presentare una simmetria speculare come
    quella delle mani,  un'idea già avanzata nel 1927 dal fisico ungherese
    Eugene Wigner. Spieghiamoci meglio.
    La  mano destra e quella sinistra sono speculari,  cioè possono essere
    considerate come immagini speculari l'una dell'altra;  riflessa in uno
    specchio  la  mano  destra  sembra  la  sinistra.  Se  le mani fossero
    completamente simmetriche,  l'immagine riflessa  non  sarebbe  diversa
    dall'immagine diretta,  e non esisterebbe per principio la distinzione
    tra «mano sinistra» e «mano destra».  Bene;  ora,  applichiamo  questo
    principio  a  un  gruppo di particelle che emettano elettroni.  Se gli
    elettroni sono emessi in  ugual  numero  in  tutte  le  direzioni,  la
    particella in questione non ha chiralità; ma se la maggior parte degli
    elettroni  tende  ad  andare  in una direzione preferenziale - diciamo
    verso l'alto anziché verso il basso - la particella non è  simmetrica.
    La  particella presenta allora una chiralità: se guardiamo l'emissione
    in uno specchio, la direzione preferenziale sarà invertita.
    Pertanto,  l'unica cosa da fare era osservare un insieme di particelle
    che  emettono  elettroni in un'interazione debole (qualche particella,
    per esempio, che decadesse emettendo particelle beta) e controllare se
    gli elettroni uscivano preferenzialmente in una direzione.  Lee e Yang
    chiesero  a  un  fisico  sperimentale  della  Columbia University,  la
    signora Chien-Shiung Wu, di effettuare l'esperimento.
    Costei predispose le condizioni  sperimentali  necessarie:  tutti  gli
    atomi  che  emettevano  gli elettroni dovevano essere orientati in una
    stessa direzione,  perché fosse possibile vedere se  la  direzione  di
    emissione  era  uniforme;  ciò  fu  ottenuto  ricorrendo  a  un  campo
    magnetico e mantenendo il materiale a una  temperatura  prossima  allo
    zero assoluto.
    Nel  giro  di  48  ore  l'esperimento  diede  la  risposta attesa: gli
    elettroni venivano  effettivamente  emessi  in  modo  asimmetrico.  La
    conservazione  della  parità era violata nelle interazioni deboli.  Il
    "mesone theta" e il "mesone tau" erano un'unica particella, che talora
    decadeva con parità pari, talora con parità dispari. Altri esperimenti
    confermarono ben presto la violazione della parità; per la loro audace
    intuizione,  i fisici teorici Lee e Yang ricevettero il  premio  Nobel
    per la fisica nel 1957.
    Se  la simmetria viene rotta nel caso delle interazioni deboli,  forse
    viene meno anche  in  altri  casi.  Dopo  tutto,  potrebbe  darsi  che
    l'universo  fosse globalmente sinistrorso (oppure destrorso).  Oppure,
    gli  universi  potrebbero  essere  due,   uno   sinistrorso,   l'altro
    destrorso, uno fatto di materia, l'altro di antimateria.
    Oggi i fisici considerano le leggi di conservazione in generale con un
    certo scetticismo; ciascuna di esse potrebbe risultare valida in certe
    condizioni  e  non  in altre,  come si è scoperto per la conservazione
    della parità.
    Dopo la scoperta della sua violazione,  la parità fu combinata con  la
    "coniugazione di carica", un'altra proprietà matematica assegnata alle
    particelle subatomiche,  da cui dipendeva il loro status di particella
    o di antiparticella: l'insieme delle due leggi  di  conservazione  era
    indicato come "simmetria C.P.",  e costituiva una legge più generale e
    più basilare sia di quella di conservazione della parità ("P") sia  di
    quella di conservazione della coniugazione di carica ("C").  (Esistono
    altri casi analoghi;  come vedremo nel prossimo capitolo,  la legge di
    conservazione  della  massa ha ceduto il passo alla più generale e più
    profonda legge di "conservazione della massa-energia".)
    Eppure, anche la simmetria C.P.  si è dimostrata inadeguata: nel 1964,
    due  fisici  americani,  Val  Logsden  Fitch  e  James  Watson Cronin,
    dimostrarono che anche la simmetria C.P.  veniva,  in rare  occasioni,
    violata  nelle interazioni deboli.  Si dovette perciò introdurre anche
    la questione della direzione del tempo (T): oggi si parla  infatti  di
    "simmetria  C.P.T.".  Per i loro contributi Fitch e Cronin condivisero
    il premio Nobel per la fisica del 1980.

    Una teoria unitaria dei campi.

    Perché dovrebbero esistere quattro campi diversi, quattro modi diversi
    in cui possono interagire le particelle? Naturalmente potrebbe esserci
    un numero  qualsiasi  di  campi,  ma  l'esigenza  della  semplicità  è
    profondamente  radicata  nella  mentalità  scientifica.   Se  esistono
    quattro campi (o un numero qualsiasi)  non  potrebbe  darsi  che  essi
    fossero aspetti differenti di un unico campo, di un'unica interazione?
    In tal caso,  il miglior modo di dimostrarlo sarebbe quello di trovare
    una relazione matematica capace di descriverli tutti,  che illuminasse
    anche  qualche  aspetto delle loro proprietà che altrimenti rimarrebbe
    oscuro. Per esempio, più di un secolo fa,  Maxwell trovò un insieme di
    equazioni    matematiche   che   descrivono   il   comportamento   sia
    dell'elettricità sia del magnetismo,  dimostrando che questi non erano
    che  due  aspetti  di  un  unico  fenomeno,  che oggi chiamiamo "campo
    elettromagnetico". Non potremmo proseguire in questa direzione?
    Einstein cominciò a lavorare su una "teoria  unitaria  dei  campi"  in
    un'epoca  in  cui  si  conoscevano soltanto i campi elettromagnetico e
    gravitazionale; egli dedicò a questa impresa diversi decenni, e fallì;
    mentre vi era impegnato,  furono scoperti altri due  campi,  quelli  a
    breve raggio, il che rendeva ancora più difficile l'impresa.
    Verso  la  fine  degli  anni sessanta,  tuttavia,  il fisico americano
    Steven Weinberg e il fisico  anglo-pakistano  Abdus  Salam,  lavorando
    indipendentemente,  idearono  un  modello  matematico  che  descriveva
    unitariamente il campo  elettromagnetico  e  quello  debole,  i  quali
    venivano riuniti sotto l'unica denominazione di "campo elettrodebole".
    Questo  modello  matematico  fu poi ulteriormente elaborato dal fisico
    americano Sheldon Lee Glashow,  che era stato  compagno  di  studi  di
    Weinberg  alle  scuole  superiori.  La teoria imponeva che i campi sia
    elettromagnetico che debole  presentassero  delle  "correnti  neutre",
    cioè  delle  interazioni  tra  particelle in cui non vengono scambiate
    cariche elettriche.  Quando si andò alla loro ricerca,  si  trovò  che
    alcune  di  queste,  in  precedenza  sconosciute,  esistevano davvero,
    esattamente secondo le previsioni - una solida  conferma  della  nuova
    teoria.  Weinberg,  Salam e Glashow condivisero il premio Nobel per la
    fisica nel 1979.
    La  teoria  elettrodebole  forniva  particolari  sulla  natura   delle
    particelle  di  scambio  dell'interazione debole (particelle che erano
    state cercate invano per mezzo secolo).  Avrebbero dovuto  essere  non
    una sola particella W, ma tre particelle: una W (con esponente) +, una
    W  (con  esponente)  meno e un'altra chiamata Z (con esponente) 0;  in
    altre parole,  una particella positiva,  una negativa  e  una  neutra.
    Inoltre,  si potevano specificare alcune loro proprietà;  se la teoria
    elettrodebole era corretta, per esempio,  la loro massa avrebbe dovuto
    essere  80  volte quella del protone - fatto che spiegava bene la loro
    inafferrabilità.  Ci vollero energie enormi per  produrle  e  renderle
    osservabili.  Fra l'altro,  masse così grandi facevano diventare molto
    breve il raggio d'azione dell'interazione debole,  il che rendeva poco
    probabile  che  due  particelle  si  avvicinassero tra loro abbastanza
    perché l'interazione avvenisse,  e ciò spiegava come mai l'interazione
    debole fosse tanto meno intensa dell'interazione forte.
    Nel   1983   i   fisici   avevano   ormai   a   disposizione   energie
    sufficientemente elevate per affrontare l'impresa, e le tre particelle
    furono finalmente osservate - e risultò anche che avevano  proprio  la
    massa prevista. Questo confermava saldamente la teoria elettrodebole.
    Nel frattempo, lo stesso schema matematico che sembrava descrivere sia
    il  campo elettromagnetico che il campo debole parve a molti fisici in
    grado   (con   qualche   modificazione)   di   render   conto    anche
    dell'interazione   forte.   Sono   state   proposte  diverse  vie  per
    raggiungere questo scopo.  Se la teoria  elettrodebole  è  una  teoria
    unitaria,  una che riuscisse a includere anche il campo forte, sarebbe
    una  "teoria  di  grande  unificazione"  (in  inglese  "grand  unified
    theory",  dalle cui iniziali l'abbreviazione "GUTs", al plurale perché
    ne esistono varie versioni).
    Perché  sia  possibile  includere   nella   descrizione   delle   GUTs
    l'interazione forte,  sembra che dovrebbero esistere, oltre ai gluoni,
    particelle di scambio di  enorme  massa  in  numero  non  inferiore  a
    dodici. Dovendo avere massa maggiore di quella delle particelle W e Z,
    esse sarebbero più difficili da osservare;  anzi,  per il momento, non
    c'è alcuna speranza di riuscirci. Inoltre,  tali particelle dovrebbero
    avere  un  raggio d'azione molto minore di tutto ciò che fino a oggi è
    stato considerato,  dell'ordine di un quadrilionesimo del diametro del
    nucleo atomico.
    Ora, se queste particelle di scambio di massa elevatissima esistessero
    davvero, una di loro potrebbe passare da un quark a un altro, entro un
    protone,   distruggendo   durante  tale  passaggio  uno  dei  quark  e
    convertendolo in un leptone;  il protone,  avendo perso uno dei quark,
    diventerebbe un mesone, che finirebbe per decadere in un positrone.
    Tuttavia,  perché  possa  avvenire  lo  scambio,  i  quark  (che  sono
    particelle puntiformi) dovrebbero passare così vicini l'uno  all'altro
    da  trovarsi  entro il raggio d'azione di queste particelle di scambio
    di grande massa. Ma tale raggio è talmente piccolo che,  nemmeno entro
    il  ridottissimo  volume  di  un  protone,  un  tale  avvicinamento  è
    probabile.
    In  effetti,   si  è  calcolato  che  l'avvicinamento  necessario   si
    verificherebbe  così  raramente  che  un  protone  verrebbe  in  media
    distrutto solo dopo 10 alla 31 anni di esistenza,  cioè dopo un numero
    di  anni  che  è  600  milioni  di  trilioni di volte la durata totale
    dell'universo fino a oggi.
    Naturalmente,  si tratta di un valore "medio": alcuni protoni potranno
    vivere  anche  molto  più  a lungo,  ma altri per un periodo assai più
    corto.  Se si potesse tenere sotto osservazione un  numero  abbastanza
    grande  di  protoni,  in  realtà  si  troverebbe  che  in ogni secondo
    avvengono  parecchie  disintegrazioni   di   protoni;   per   esempio,
    potrebbero  verificarsi  tre miliardi di disintegrazioni di protoni al
    secondo negli oceani  della  terra.  (Sembrerebbe  un  numero  enorme;
    invece  è,   naturalmente,  una  quantità  del  tutto  insignificante,
    rispetto al numero totale dei protoni contenuti nell'oceano.)
    I fisici sono estremamente interessati alla possibilità  di  osservare
    queste  disintegrazioni,  distinguendole  da  altri  eventi simili che
    potrebbero  verificarsi  in  numero  assai  maggiore.  Se  si  potesse
    rivelare  questa disintegrazione,  essa sarebbe una importante prova a
    favore delle GUTs;  ma,  come nel caso delle onde  gravitazionali,  si
    tratta  di  un'impresa  al  limite  del possibile,  e può darsi che ci
    voglia  molto  tempo  per  risolvere  la  questione  in  un  senso   o
    nell'altro.
    Si  possono  applicare le teorie emerse in questi recenti tentativi di
    unificazione a uno studio particolareggiato  del  big  bang,  con  cui
    l'universo  ha  avuto  inizio.  Sembrerebbe  che  al momento iniziale,
    quando l'universo esisteva da meno di 1 milionesimo di trilionesimo di
    trilionesimo di trilionesimo di secondo,  ed era molto più piccolo  di
    un  protone,  e  aveva  una  temperatura  dell'ordine  dei trilioni di
    trilioni di trilioni di gradi,  ci fosse un solo campo e un solo  tipo
    di  interazione tra particelle.  Via via che l'universo si espandeva e
    la temperatura diminuiva, si sarebbero poi separati i diversi campi.
    Analogamente,   possiamo  immaginare  che   la   terra,   quando   era
    estremamente  calda,  fosse  soltanto  una sfera gassosa,  nella quale
    tutti i diversi tipi di atomi erano mescolati uniformemente,  così che
    ogni  porzione  del  gas  aveva le stesse proprietà di tutte le altre.
    Quando però il gas incominciò a raffreddarsi,  le diverse sostanze  si
    separarono  sotto  forma  prima di liquidi,  poi di solidi;  alla fine
    rimase una sfera formata di molte  sostanze  diverse,  separate  l'una
    dall'altra.
    Pino  a  oggi,  però,  l'interazione  gravitazionale  si  è dimostrata
    inesorabilmente  decisa  a  non  lasciarsi  includere  nel   tipo   di
    descrizione   matematica   elaborato   da   Weinberg  e  dagli  altri.
    L'unificazione che aveva sconfitto Einstein ha dunque sconfitto  anche
    i suoi successori, almeno fino a oggi.
    Ciononostante,   le  GUTs  hanno  prodotto  qualcosa  di  estremamente
    interessante: i fisici si erano chiesti come avesse fatto il big  bang
    a  produrre  un  universo  così  disomogeneo  da  contenere  stelle  e
    galassie;  perché mai la materia non si era semplicemente  diffusa  in
    tutte  le  direzioni,  formando  un  vasto  alone uniforme di gas e di
    polvere?  E inoltre,  perché la densità dell'universo è  tale  da  non
    consentirci  di  decidere  con  sicurezza  se  esso è aperto o chiuso?
    Avrebbe potuto essere decisamente  aperto  (a  curvatura  negativa)  o
    decisamente  chiuso  (a  curvatura  positiva),  e  invece  è pressoché
    piatto.
    Un fisico americano,  Alan Guth,  negli anni settanta ha usato le GUTs
    per sostenere che, al momento del big bang, si è verificato un periodo
    iniziale  di espansione estremamente rapida o «inflazione».  In questo
    "universo inflattivo" la temperatura sarebbe caduta  così  rapidamente
    da  non  lasciare  il tempo necessario perché si separassero i diversi
    campi o si formassero le diverse particelle.  Solo più  tardi,  quando
    l'universo   era   ormai   abbastanza  grande,   sarebbe  avvenuta  la
    differenziazione;  questa è la ragione per cui l'universo è  piatto  e
    anche  la  ragione  della disomogenea distribuzione della materia.  Il
    fatto che una teoria di grande unificazione, elaborata avendo in mente
    le sole particelle,  abbia potuto risolvere due enigmi  sulla  nascita
    dell'universo, è una forte prova a favore della sua validità.
    Naturalmente, l'universo inflattivo non elimina tutti i problemi; vari
    fisici  hanno cercato di mettere insieme le cose in modo diverso,  con
    la speranza di una maggior convergenza tra  previsioni  e  realtà.  Ma
    siamo  solo  agli inizi,  e vi sono buone speranze che qualche tipo di
    teoria di grande unificazione e di  teoria  dell'inflazione  funzioni.
    Forse  si  arriverà  al successo quando qualcuno troverà finalmente il
    modo di far rientrare l'interazione  gravitazionale  nella  teoria,  e
    l'unificazione sarà completa.

    Capitolo 8.
    LE ONDE.

    LA LUCE.
    Fin  qui  mi sono occupato quasi esclusivamente di oggetti materiali -
    da quelli grandissimi, come le galassie,  a quelli piccolissimi,  come
    gli   elettroni.   Esistono   però  anche  alcuni  importanti  oggetti
    immateriali,  tra i quali il più noto e il più variamente celebrato  è
    la  luce.  Secondo la Bibbia le prime parole del Creatore furono: «Sia
    fatta la luce»,  e il sole e la luna furono creati  primariamente  per
    fungere  da sorgenti di luce: «Che siano i luminari nel firmamento per
    recare la luce sulla terra».
    Gli  studiosi  dell'antichità  e  del  Medioevo  erano   completamente
    all'oscuro  della  natura  della  luce;  essi congetturarono che fosse
    fatta di particelle emesse dagli oggetti luminosi o forse dallo stesso
    occhio. Gli unici fatti che riuscirono a stabilire al proposito furono
    che la luce si propagava in linea retta,  che veniva riflessa  da  uno
    specchio secondo un angolo uguale a quello di incidenza e che cambiava
    direzione  quando  dall'aria  passava  nel vetro,  o nell'acqua,  o in
    qualche altra sostanza trasparente ("rifrazione").

    La natura della luce.

    Quando la luce entra obliquamente - formando cioè  un  angolo  con  la
    perpendicolare  alla  superficie  -  nel  vetro o in un'altra sostanza
    trasparente, essa viene sempre rifratta in una direzione che forma con
    la  perpendicolare  un  angolo  inferiore  a  quello  d'incidenza.  La
    relazione esatta fra l'angolo di incidenza e l'angolo di rifrazione fu
    stabilita  nel  1621  dal  fisico olandese Willebrord Snell;  il quale
    tuttavia non rese pubblica  la  sua  scoperta;  il  filosofo  francese
    Cartesio riscoprì indipendentemente la legge nel 1637.
    I  primi  esperimenti  importanti  sulla  natura  della  luce  vennero
    condotti da Isaac Newton nel 1666, come già ho avuto occasione di dire
    nel capitolo secondo.  Newton fece in modo che un raggio di luce,  che
    entrava  in  una  stanza  buia  da  una fessura praticata negli scuri,
    incidesse obliquamente su una  faccia  di  un  prisma  triangolare  di
    vetro:  il raggio veniva rifratto una prima volta quando penetrava nel
    vetro, e una seconda volta,  nella stessa direzione,  quando ne usciva
    da  un'altra  faccia  del  prisma.  (Le  due  rifrazioni  nella stessa
    direzione erano dovute al fatto che le due facce del prisma  formavano
    un angolo;  in una normale lastra di vetro, invece, le facce sarebbero
    parallele.) Newton fece in modo che il raggio che emergeva dal  prisma
    colpisse  uno  schermo  bianco,  per poter osservare gli effetti della
    rifrazione ripetuta, e trovò che,  anziché formare una macchia di luce
    bianca,  il raggio si allargava formando una striscia di vari colori -
    nell'ordine: rosso, arancione, giallo, verde, azzurro e viola.
    Newton ne dedusse che la luce bianca ordinaria è una miscela  di  tipi
    differenti di luce,  i quali, separatamente, agiscono sui nostri occhi
    in modo da suscitare la sensazione dei diversi colori. Questa striscia
    di colori, anche se ci appare abbastanza reale, è immateriale, proprio
    come un fantasma; non per nulla Newton la denominò "spettro".
    Newton stabilì che la luce  doveva  essere  costituita  di  particelle
    minuscole  ("corpuscoli")  che  viaggiavano a velocità enorme,  il che
    avrebbe spiegato la ragione per cui si  propagava  in  linea  retta  e
    produceva  delle  ombre nette.  La luce viene riflessa da uno specchio
    perché le particelle rimbalzano dopo aver  colpito  la  superficie,  e
    viene  deviata  quando penetra in un mezzo rifrangente (come l'acqua o
    il  vetro),   perché  le  particelle  in  tale  mezzo  viaggiano   più
    velocemente che nell'aria.
    Restavano però ancora varie domande imbarazzanti.  Per esempio, perché
    le particelle di luce verde venivano rifratte più di  quelle  di  luce
    gialla?   Come  mai  due  fasci  di  luce  possono  incrociarsi  senza
    esercitare  alcuna  azione  l'uno  sull'altro  -  come,  cioè,  se  le
    particelle non entrassero in collisione?
    Nel  1678,   il  fisico  olandese  Christiaan  Huygens  (un  versatile
    scienziato,  che aveva costruito il primo orologio a pendolo e  svolto
    importanti  ricerche  di  carattere  astronomico)  avanzò  una  teoria
    alternativa, secondo la quale la luce consisteva di piccolissime onde.
    Con tale ipotesi non sarebbe difficile spiegare la diversa  rifrazione
    subita  dai  vari  tipi di luce che attraversano un mezzo rifrangente,
    purché si assuma che la luce viaggi più lentamente in tale  mezzo  che
    nell'aria; l'entità della rifrazione varierebbe con la lunghezza delle
    onde: minore la lunghezza d'onda,  maggiore la rifrazione.  Per questa
    ragione la luce viola (quella  che  subisce  una  maggior  rifrazione)
    avrebbe  una lunghezza d'onda minore di quella della luce azzurra,  la
    quale,  a sua volta,  avrebbe lunghezza d'onda minore di quella  della
    luce  verde,  e  così  via.  E'  la  differenza  di  lunghezza d'onda,
    sosteneva Huygens,  che fa sì che l'occhio distingua  i  vari  colori.
    Inoltre,  naturalmente,  se la luce è fatta di onde, due fasci possono
    incrociarsi senza disturbarsi.  (Dopo tutto anche le onde sonore e  le
    onde  che si formano nell'acqua si incrociano senza perdere la propria
    identità.)
    Ma  neppure  la  teoria  ondulatoria  di   Huygens   era   del   tutto
    soddisfacente:  per  esempio,  non spiegava perché i raggi luminosi si
    propaghino in linea retta e producano ombre  dai  contorni  netti,  né
    come mai le onde luminose non aggirino gli ostacoli, come fanno invece
    le onde sonore e quelle che si formano nell'acqua.  Per di più,  se la
    luce è fatta di onde,  come  fa  a  propagarsi  nel  vuoto,  cosa  che
    sembrava  facesse  senz'ombra di dubbio,  dal momento che arrivava dal
    sole  e  dalle  stelle,  attraversando  lo  spazio?   Quale  mezzo  la
    trasmetteva?
    Per un secolo circa le due teorie restarono in competizione: quella di
    Newton,  la  "teoria corpuscolare",  era di gran lunga più diffusa sia
    perché appariva in complesso la più logica,  sia in virtù  della  fama
    del  grande  Newton.  Tuttavia  nel  1801  un medico e fisico inglese,
    Thomas Young,  effettuò un esperimento che fece  pendere  la  bilancia
    dalla  parte  opposta.  Egli  fece  passare  un sottile raggio di luce
    attraverso due fori situati a pochissima  distanza,  dietro  ai  quali
    aveva  collocato  uno  schermo.  Se  la luce fosse stata costituita di
    particelle,  era presumibile che i due raggi  che  uscivano  dai  fori
    avrebbero   semplicemente  prodotto  sullo  schermo  una  regione  più
    luminosa dove si sovrapponevano e altre  meno  luminose  dove  non  si
    sovrapponevano.  Ma  non  fu  questo ciò che Young osservò: lo schermo
    presentava una serie di frange luminose,  ciascuna separata da  quella
    contigua  da  una  frangia  scura.   Sembrava  dunque  che  in  questi
    intervalli scuri  la  luce  dei  due  raggi,  sommandosi,  desse  come
    risultato il buio!
    La  teoria  ondulatoria  poteva spiegare facilmente questo effetto: la
    frangia luminosa corrispondeva a punti in cui le  onde  di  un  raggio
    erano rafforzate da quelle dell'altro;  in altri termini, le due serie
    di  onde  erano  "in  fase",   cioè  i  loro   massimi   coincidevano,
    rinforzandosi a vicenda.  Le frange scure,  invece,  corrispondevano a
    zone in cui le onde  erano  "fuori  fase",  cioè  il  minimo  dell'una
    annullava  il  massimo  dell'altra;  in  queste zone le onde,  anziché
    rinforzarsi a vicenda,  interferivano l'una con  l'altra,  dando  come
    energia luminosa totale zero.
    In  base  all'ampiezza  delle frange e alla distanza tra i due fori da
    cui emergevano i raggi luminosi,  fu possibile calcolare la  lunghezza
    delle onde luminose - per esempio, della luce rossa o violetta o di un
    colore  intermedio:  e  si  trovò  che  tali  lunghezze  d'onda  erano
    veramente molto brevi.  Per esempio,  la lunghezza d'onda  della  luce
    rossa risultò essere di 0,000075 centimetri.  (In seguito le lunghezze
    d'onda della luce vennero espresse in un'unità più comoda suggerita da
    Angstrom, e che da lui prese il nome: l'"angstrom" - abbreviazione Å -
    è un centomilionesimo di centimetro. Quindi, la lunghezza d'onda della
    luce rossa,  a un  estremo  dello  spettro,  è  di  circa  7500  unità
    angstrom;  quella della luce viola, all'altro estremo dello spettro, è
    di circa 3900 unità angstrom;  e le lunghezze d'onda corrispondenti ai
    vari  colori  della  porzione visibile dello spettro sono comprese tra
    questi due valori.)
    Il fatto che le lunghezze d'onda abbiano valori così  piccoli  ha  una
    grande  importanza.  La  ragione per cui le onde luminose viaggiano in
    linea retta e proiettano ombre nette è che  le  loro  dimensioni  sono
    incomparabilmente  minori  di  quelle degli oggetti ordinari;  le onde
    possono aggirare un ostacolo soltanto quando quest'ultimo non è  molto
    più  grande  della  lunghezza d'onda.  Perfino i batteri,  per fare un
    esempio, sono molto più grandi della lunghezza di un'onda luminosa, ed
    è per questo che  la  luce  può  darne  un'immagine  ben  definita  al
    microscopio;  solo  gli  oggetti di dimensioni prossime a quelle della
    lunghezza  d'onda  (per  esempio,   i   virus   e   altre   particelle
    submicroscopiche)  sono  abbastanza  piccoli  da essere aggirati dalle
    onde luminose.
    Fu il fisico francese Augustin Jean Fresnel a mostrare, nel 1818,  che
    un'onda   luminosa   aggira   veramente   un  oggetto,   se  questo  è
    sufficientemente piccolo.  In questo caso,  la luce produce quella che
    viene  chiamata  figura  di  "diffrazione":  per  esempio,   le  linee
    parallele  estremamente  sottili  di  un  "reticolo  di   diffrazione"
    agiscono  come  una  serie  di  minuscoli ostacoli che si rinforzano a
    vicenda,  e,   dato  che  l'entità  della  diffrazione  dipende  dalla
    lunghezza  d'onda,  viene prodotto uno spettro.  Anche qui è possibile
    calcolare,  in base alla diversa diffrazione di ogni singolo colore  o
    di ogni singola porzione dello spettro e in base alla distanza,  nota,
    delle righe del reticolo tracciato sul vetro, la lunghezza d'onda.
    Fraunhofer fu un pioniere nell'uso dei  reticoli  di  diffrazione,  un
    contributo  che  viene  facilmente  dimenticato  di  fronte  alla  sua
    scoperta, più famosa, delle righe spettrali. Il fisico americano Henry
    Augustus Rowland inventò i reticoli concavi e sviluppò delle  tecniche
    per  tracciarvi fino a 8000 righe per centimetro.  Fu merito suo se si
    poté soppiantare il prisma nella spettroscopia.
    Questi risultati  sperimentali,  uniti  al  fatto  che  Fresnel  aveva
    sviluppato   sistematicamente   la  descrizione  matematica  del  moto
    ondulatorio, fecero ritenere assodata la teoria ondulatoria della luce
    e liquidata quella corpuscolare - apparentemente per sempre.
    Non solo si accettò l'esistenza delle onde luminose, ma si calcolarono
    anche le loro lunghezze con precisione sempre maggiore;  nel 1827,  il
    fisico  francese  Jacques  Babinet  proponeva di adottare la lunghezza
    d'onda della luce - una grandezza fisica inalterabile - come lunghezza
    campione,  da sostituirsi ai vari campioni arbitrari che allora  erano
    in uso.  Tuttavia,  la sua proposta non divenne realizzabile che negli
    anni successivi al 1880,  quando il  fisico  tedesco-americano  Albert
    Abraham  Michelson  inventò  uno  strumento chiamato "interferometro",
    capace di misurare le lunghezze d'onda della luce con precisione senza
    precedenti: nel 1893,  Michelson misurò la lunghezza d'onda della riga
    rossa  dello  spettro  del cadmio,  trovando il valore di 1 su 1553164
    metri.
    Sollevò  qualche  perplessità  la  scoperta  che  gli  elementi   sono
    costituiti da isotopi differenti, a ciascuno dei quali corrisponde una
    riga  di  lunghezza  d'onda leggermente diversa;  nel corso del nostro
    secolo, tuttavia, vennero misurate le righe dei singoli isotopi; negli
    anni trenta furono misurate quelle del cripto 86, che, essendo un gas,
    poteva essere trattato a basse temperature,  alle quali il moto  degli
    atomi è rallentato, il che consente di ottenere righe più sottili.
    Nel  1960,  la  riga  del  cripto  86  venne adottata dalla Conferenza
    generale di pesi e misure come campione fondamentale di lunghezza;  in
    seguito  a  ciò  il  metro è stato ridefinito come uguale a 1650763,73
    volte la lunghezza d'onda di tale  riga  spettrale.  Grazie  a  questo
    campione, la precisione delle misure di lunghezza è aumentata di mille
    volte.  Il vecchio metro campione, costituito da una barra di platino-
    iridio,  poteva essere misurato,  nella migliore  delle  ipotesi,  con
    l'approssimazione  di  una  parte  su  un  milione,  mentre per l'onda
    luminosa l'incertezza non supera una parte su un miliardo.

    La velocità della luce.

    Ovviamente,  la luce  viaggia  a  velocità  straordinaria:  se  girate
    l'interruttore,  piombate immediatamente nel buio,  nell'attimo stesso
    in cui effettuate il gesto.  Il suono non  è  altrettanto  veloce:  se
    guardate  da una certa distanza un uomo che taglia la legna,  udite il
    colpo  solo  qualche  istante  dopo  aver  visto  abbattersi  l'ascia;
    evidentemente,  il  suono ha impiegato qualche istante per raggiungere
    l'orecchio.  In effetti,  è facile misurarne la velocità: 332 metri al
    secondo, nell'aria al livello del mare.
    Galileo  fu  il  primo  a  cercare di misurare la velocità della luce;
    stando su un'altura  mentre  un  suo  assistente  stava  su  un'altra,
    Galileo  scopriva una lanterna e l'assistente,  non appena ne scorgeva
    il lampo,  segnalava la cosa scoprendo a sua volta un'altra  lanterna.
    Galileo   effettuò   quest'esperimento  a  distanze  sempre  maggiori,
    presumendo che il tempo necessario  all'assistente  per  dare  la  sua
    risposta restasse sempre uguale, così che ogni aumento dell'intervallo
    di  tempo tra il momento in cui egli scopriva la sua lanterna e quello
    in cui vedeva la risposta avrebbe  rappresentato  il  tempo  impiegato
    dalla luce a coprire la distanza in più.  L'idea era buona, ma la luce
    è di gran lunga troppo veloce perché con un metodo così rudimentale si
    possa registrare una differenza.
    Nel 1676,  l'astronomo danese Olaus Roemer riuscì invece a misurare la
    velocità  della  luce  -  ma  ricorrendo  alle  distanze astronomiche;
    studiando le eclissi dei quattro satelliti di Giove (eclissi  prodotte
    dal  pianeta  stesso),  Roemer  notò  che  gli  intervalli tra eclissi
    successive diventavano più lunghi quando la terra  si  allontanava  da
    Giove  e  più  brevi quando gli si avvicinava.  Era presumibile che la
    differenza nei periodi delle eclissi riflettesse la  differenza  delle
    distanze  tra la terra e Giove,  cioè che fosse una misura dei diversi
    tempi impiegati dalla luce per percorrere la distanza  da  Giove  alla
    terra. In base a una stima approssimativa delle dimensioni dell'orbita
    terrestre e alla massima discrepanza tra i periodi delle eclissi,  che
    Roemer considerò come il tempo impiegato dalla luce  per  attraversare
    in tutta la sua ampiezza l'orbita terrestre,  egli calcolò la velocità
    della luce: la sua stima fu di 212 mila chilometri al secondo,  valore
    notevolmente  prossimo  alla  velocità reale per quello che può essere
    considerato un primo tentativo,  e anche sufficientemente elevato  per
    suscitare l'incredulità dei suoi contemporanei.
    I  risultati  di  Roemer  vennero però confermati mezzo secolo dopo in
    base a considerazioni del tutto diverse. Nel 1728, l'astronomo inglese
    James Bradley scoprì che le stelle  sembravano  cambiare  posizione  a
    causa  del moto della terra - non per via della parallasse,  ma perché
    la velocità del moto della  terra  intorno  al  sole  costituisce  una
    frazione  misurabile,  benché piccola,  della velocità della luce.  Di
    solito per illustrare questo concetto si ricorre  all'analogia  di  un
    uomo  che  cammina sotto un ombrello durante un temporale: anche se le
    gocce  cadono  verticalmente,  l'uomo  deve  inclinare  l'ombrello  in
    avanti,  perché  si  sta  spostando  rispetto  alle gocce;  più svelto
    cammina,  più deve inclinare l'ombrello.  Analogamente,  la  terra  si
    muove  rispetto  ai  raggi  luminosi  che  provengono dalle stelle,  e
    l'astronomo deve inclinare un pochino il telescopio,  e  in  direzioni
    diverse,  via  via  che  la  terra  muta  la  sua  direzione  di moto.
    Dall'entità dell'inclinazione (l'"aberrazione  della  luce"),  Bradley
    poté  stimare il valore della velocità della luce,  che risultò pari a
    283 mila chilometri al secondo - un valore più elevato,  e  anche  più
    esatto,  di  quello di Roemer,  benché ancora troppo basso del 5,5 per
    cento circa.
    Infine  gli  scienziati  ottennero  misurazioni  ancora  più  precise,
    perfezionando  l'idea  originale  di  Galileo.  Nel  1849,  il  fisico
    francese Armand Hippolyte Louis Fizeau ideò un dispositivo  nel  quale
    un lampo di luce veniva inviato su uno specchio situato a 8 chilometri
    di distanza;  lo specchio lo rifletteva fino all'osservatore: il tempo
    trascorso per percorrere i 16 chilometri non superava di molto 1 su 20
    mila di secondo, ma Fizeau riuscì a misurarlo ponendo sul percorso del
    raggio luminoso una ruota dentata in rapida rotazione; quando la ruota
    girava a una data velocità,  il lampo,  passato tra un dente e l'altro
    all'andata,  colpiva  il  dente successivo al ritorno;  quindi Fizeau,
    situato dietro alla ruota,  non lo vedeva.  Se  poi  si  aumentava  la
    velocità di rotazione della ruota, il raggio sulla via del ritorno non
    veniva più bloccato, ma passava nel successivo intervallo tra un dente
    e l'altro.  Così, regolando e misurando la velocità di rotazione della
    ruota,  Fizeau riuscì a calcolare il  tempo  trascorso,  e  quindi  la
    velocità  con  cui viaggiava il lampo luminoso;  egli trovò che questa
    era di 315 mila chilometri al secondo,  un valore troppo alto del  5,2
    per cento.
    Un  anno  dopo,  Jean  Foucault  (che  poco  tempo  più  tardi avrebbe
    effettuato il famoso esperimento del pendolo,  che  abbiamo  descritto
    nel  capitolo quarto) perfezionò il metodo usando uno specchio rotante
    al posto della ruota dentata.  Ora il tempo trascorso veniva  misurato
    da  un  leggero  cambiamento della direzione in cui veniva riflesso il
    raggio di luce  da  parte  dello  specchio  in  rapida  rotazione.  La
    migliore  misurazione  ottenuta  da  Foucault  nel  1862  fornì,  come
    velocità della luce nell'aria,  298 mila chilometri al  secondo  -  un
    valore troppo basso solo dello 0,7 per cento.  In più, Foucault usò il
    suo metodo per determinare la velocità della luce in  vari  liquidi  e
    trovò  che  essa  era  considerevolmente inferiore alla velocità della
    luce  nell'aria.   Anche  questo  risultato   confortava   la   teoria
    ondulatoria di Huygens.
    Una  precisione ancora maggiore nella misurazione della velocità della
    luce fu resa possibile dall'opera di Michelson,  il quale - per più di
    quarant'anni,  a  partire  dal  1879  -  applicò il metodo di Fizeau e
    Foucault, perfezionandolo progressivamente. Michelson, alla fine, fece
    passare la luce attraverso il vuoto anziché attraverso  l'aria  (anche
    l'aria,  infatti,  rallenta  leggermente la luce): a questo scopo egli
    usò tubi d'acciaio lunghi oltre un chilometro e mezzo  in  cui  veniva
    fatto  il  vuoto.  In  tal modo stabilì che la velocità della luce nel
    vuoto era pari a 299774 chilometri al secondo - un valore troppo basso
    solo dello 0,006 per cento. Egli dimostrò inoltre che le onde luminose
    di qualsiasi lunghezza viaggiano nel vuoto con la stessa velocità.
    Nel 1972, un'équipe di ricerca diretta da Kenneth M.  Evenson effettuò
    delle  misurazioni  ancora  più  precise,  trovando  una  velocità  di
    299792,4494 chilometri al secondo; una volta che tale velocità fu nota
    con una precisione così stupefacente,  divenne possibile usare la luce
    per misurare le lunghezze.  (Tuttavia ciò era conveniente anche quando
    si conosceva la velocità della luce con minor precisione.)

    Il radar.

    Immaginate un breve  impulso  luminoso  che  si  propaghi  in  avanti,
    incontri  un  ostacolo,  venga riflesso all'indietro e sia captato nel
    punto da cui era partito un istante prima: questa è  l'idea  base  del
    radar. Ciò che occorre è un'onda con una frequenza abbastanza bassa da
    consentirle  di  penetrare  attraverso  la  nebbia  e  le  nuvole,  ma
    abbastanza  alta  da  far  sì  che  sia  riflessa  efficientemente;  è
    risultato  che l'intervallo di frequenza ideale si trova nella regione
    delle  microonde,   con  lunghezze  d'onda  comprese  tra  0,5  e  100
    centimetri.  In base al tempo trascorso tra l'emissione dell'impulso e
    l'arrivo  dell'eco,  è  possibile  stimare  la  distanza  dell'oggetto
    riflettente.
    Numerosi   fisici  lavorarono  ad  apparecchiature  basate  su  questo
    principio,  ma il fisico scozzese Robert Alexander Watson-Watt  fu  il
    primo  a  rendere tale sistema effettivamente operativo.  Nel 1935 era
    ormai possibile, per merito suo, seguire il volo di un aereo basandosi
    sulla riflessione delle microonde  che  esso  rinviava.  Tale  sistema
    venne    definito   in   inglese   "radio   detection   and   ranging"
    (localizzazione e misurazione delle  distanze  mediante  onde  radio),
    abbreviato in "ra.d.a.r.",  ossia "radar".  (Il termine radar è dunque
    uno dei  tanti  acronimi  diventati  così  comuni  nella  terminologia
    scientifica e tecnologica del mondo moderno.)
    Il  mondo  venne  a  conoscenza dei radar quando fu reso noto che essi
    avevano consentito agli inglesi di avvistare gli aerei nazisti durante
    la  Battaglia  d'Inghilterra,   nonostante  la  nebbia  e   l'oscurità
    notturna.  Va  quindi  al  radar,  almeno  in  parte,  il merito della
    vittoria inglese.
    Dopo  la  seconda  guerra  mondiale,   il  radar  ha  avuto   numerose
    applicazioni  pacifiche:  è stato usato per segnalare gli uragani e ha
    quindi dato un valido aiuto ai meteorologi;  oggi esso è  anche  usato
    per studiare le migrazioni degli uccelli,  da quando si è compreso che
    certi misteriosi echi radar,  detti «angeli»,  non  erano  causati  da
    messaggeri celesti, ma da stormi, appunto, di uccelli.
    Inoltre,  come  ho spiegato nel capitolo terzo,  sono state proprio le
    onde radar riflesse da Venere e  Mercurio  a  fornire  agli  astronomi
    nuove  informazioni  sulla  rotazione  di  quei pianeti e sulla natura
    della superficie di Venere.

    La propagazione delle onde luminose attraverso lo spazio.

    Mentre si accumulavano le prove  a  favore  della  natura  ondulatoria
    della  luce,  gli  scienziati  seguitavano  a  essere assillati da una
    domanda inquietante: come può la luce propagarsi nel vuoto? Altri tipi
    di onde - per esempio,  quelle sonore - richiedono un mezzo materiale.
    Noi  ricaviamo  la sensazione del suono proprio dalle vibrazioni degli
    atomi o delle molecole del mezzo in  cui  esso  viaggia.  (Dal  nostro
    punto  di  osservazione,  qui  sulla  terra,  non  potremmo  mai udire
    un'esplosione,  comunque fragorosa,  che avvenisse  sulla  luna  o  in
    qualsiasi altro luogo dello spazio,  perché le onde sonore non possono
    viaggiare nel vuoto.) Eppure i fatti erano chiari:  le  onde  luminose
    viaggiavano  attraverso  il vuoto ancora più facilmente che attraverso
    la materia,  raggiungendoci da galassie lontane miliardi di anni luce,
    anche se nello spazio non c'era nulla che potesse vibrare.
    La fisica classica si è sempre trovata a disagio di fronte al concetto
    di «azione a distanza». Newton, per esempio, si domandava come facesse
    la  forza  di gravità ad agire attraverso lo spazio;  come spiegazione
    possibile,  egli aveva riesumato il concetto degli antichi greci di un
    etere  che  riempisse  i  cieli,  e aveva congetturato che la forza di
    gravità potesse in qualche modo essere  trasmessa  dall'etere.  Newton
    non  ebbe  bisogno di porsi lo stesso problema a proposito della luce,
    dato che supponeva che essa fosse composta  di  particelle  dotate  di
    moto  veloce;  ma  tale  idea  si  rivelò errata con la scoperta della
    natura ondulatoria della luce.
    Nel  tentativo  di  spiegare  la  propagazione  delle  onde   luminose
    attraverso  lo  spazio,  i  fisici conclusero che anche la luce doveva
    essere trasmessa dall'ipotetico etere,  e cominciarono  a  parlare  di
    "etere  luminifero".  Quest'idea,  però,  incontrò  subito delle serie
    difficoltà. Le onde luminose sono onde "trasversali",  cioè vibrano ad
    angolo  retto  rispetto  alla  direzione  di  propagazione,   come  le
    increspature sulla superficie dell'acqua; diverso è il caso delle onde
    sonore,  che  sono  "longitudinali",   e  cioè  vibrano  nella  stessa
    direzione in cui si propagano;  ora,  la teoria fisica diceva che solo
    un mezzo "solido" poteva trasmettere le  onde  trasversali.  (Il  caso
    delle  onde  trasversali che viaggiano "sulla superficie" dell'acqua è
    un caso speciale - esse, comunque, non possono penetrare in profondità
    nel liquido.) Pertanto  l'etere  avrebbe  dovuto  essere  solido,  non
    gassoso  né  liquido - anzi,  addirittura un solido molto rigido.  Per
    poter trasmettere onde  alla  fantastica  velocità  della  luce,  esso
    avrebbe dovuto essere molto più rigido dell'acciaio.  Inoltre,  questo
    rigido etere avrebbe  dovuto  permeare  la  materia  ordinaria  -  non
    soltanto il vuoto dello spazio,  ma anche i gas,  l'acqua,  il vetro e
    tutte le altre sostanze trasparenti che la luce può  attraversare.  E,
    come  se  ciò  non  bastasse,  questo  materiale solido,  super-rigido
    avrebbe dovuto essere talmente privo di attrito, talmente cedevole, da
    non interferire minimamente con il moto del più  piccolo  asteroide  o
    con un battito di ciglia!
    Nonostante  tutte  queste  difficoltà,  l'introduzione del concetto di
    etere appariva utile.  Faraday,  che era del tutto privo  d'istruzione
    matematica,  ma era dotato di un'intuizione meravigliosa,  escogitò il
    concetto delle "linee  di  forza",  che  visualizzò  come  distorsioni
    elastiche  dell'etere;  così  il  concetto  di etere gli servì anche a
    spiegare i fenomeni magnetici.
    Negli anni successivi al 1860 Clerk Maxwell,  un grande ammiratore  di
    Faraday,  si impegnò in un'analisi matematica che rendesse conto delle
    linee di forza.  Egli elaborò un insieme di quattro semplici equazioni
    che   complessivamente   descrivevano   pressoché   tutti  i  fenomeni
    riguardanti l'elettricità e il magnetismo. Tali equazioni,  pubblicate
    nel  1864,  non  solo  descrivevano  le  interrelazioni tra i fenomeni
    elettrici e magnetici,  ma mostravano  anche  che  essi  non  potevano
    essere separati. Dove esiste un campo elettrico, deve esserci anche un
    campo  magnetico che forma un angolo retto con il primo,  e viceversa.
    In realtà,  si tratta di un unico campo,  il  campo  elettromagnetico.
    (Questa  fu  la  prima  teoria  unitaria dei campi,  e ispirò tutto il
    lavoro svolto nella stessa direzione durante il secolo successivo.)
    Considerando le implicazioni delle sue equazioni, Maxwell comprese che
    un  campo  elettrico  variabile  deve  indurre  un   campo   magnetico
    variabile,  e  questo,  a  sua volta,  deve indurre un campo elettrico
    variabile,  e così via: i due campi «si rincorrono» come se giocassero
    alla  cavallina,  e  così  si  propagano  verso  l'esterno in tutte le
    direzioni.  Il risultato è una radiazione che presenta le proprietà di
    un'onda.  In  breve,  Maxwell  previde  l'esistenza di una "radiazione
    elettromagnetica",   la  cui  frequenza  corrisponde  a  quella  delle
    oscillazioni del campo elettromagnetico.
    Maxwell   riuscì  anche  a  calcolare  la  velocità  con  cui  un'onda
    elettromagnetica   avrebbe    dovuto    propagarsi,    prendendo    in
    considerazione  il  rapporto  tra  certe costanti corrispondenti nelle
    equazioni che descrivono la forza fra cariche elettriche  e  la  forza
    fra poli magnetici. Questo rapporto risultò essere precisamente uguale
    alla  velocità della luce,  e Maxwell non poteva certo considerare ciò
    una mera coincidenza.  La luce era una radiazione  elettromagnetica  e
    con essa vi erano altre radiazioni con lunghezze d'onda molto maggiori
    o  molto  minori  di  quella  della  luce  ordinaria,  e  tutte queste
    radiazioni presupponevano l'etere.

    I monopoli magnetici.

    Le equazioni di Maxwell - per inciso - sollevarono anche  un  problema
    che  non  è ancora stato risolto.  Esse mettevano in luce una completa
    simmetria tra i fenomeni elettrici e quelli magnetici: ciò che  valeva
    per gli uni doveva valere anche per gli altri.  Eppure, da un punto di
    vista fondamentale,  le due realtà apparivano diverse - una differenza
    che  divenne ancora più sconcertante quando furono scoperte e studiate
    le particelle  subatomiche.  Esistono  particelle  dotate  dell'una  o
    dell'altra  delle due cariche elettriche opposte - positiva o negativa
    - mai però di entrambe.  Così,  l'elettrone è fornito solo  di  carica
    elettrica  negativa,  mentre  il  positrone  è  fornito solo di carica
    elettrica positiva; non dovrebbero esserci,  per analogia,  particelle
    dotate  solo  di un polo magnetico nord e altre dotate solo di un polo
    magnetico sud?  Ma questi "monopoli magnetici" sono  stati  cercati  a
    lungo,  invano.  Qualsiasi  oggetto  -  grande  o piccolo,  galassia o
    particella subatomica - che abbia un campo magnetico,  presenta  tanto
    un polo nord che un polo sud.
    Nel  1931,  Dirac,  affrontando  il  problema  da  un  punto  di vista
    matematico, giunse alla conclusione che, nel caso i monopoli magnetici
    fossero esistiti (anche "uno solo", in qualsiasi luogo dell'universo),
    inevitabilmente  tutte  le  cariche  elettriche  sarebbero   risultate
    multipli  esatti di una carica minima - come,  in effetti,  accade.  E
    visto che tutte le cariche  elettriche  sono  effettivamente  multipli
    esatti di una carica minima, non se ne dovrebbe dedurre che i monopoli
    magnetici necessariamente esistono?
    Nel 1974,  un fisico olandese,  Gerard't Hooft, e un fisico sovietico,
    Aleksandr Polyakov, dimostrarono (indipendentemente) che era possibile
    dedurre dalle teorie di grande unificazione che i  monopoli  magnetici
    dovevano  effettivamente  esistere  e dovevano avere masse enormi.  Un
    monopolo magnetico, infatti,  pur dovendo essere ancora più piccolo di
    un  protone,   dovrebbe  avere  una  massa  da  10  quadrilioni  a  10
    quintilioni di volte maggiore di quella del protone; avrebbe quindi la
    massa di un  batterio,  tutta  concentrata  entro  i  confini  di  una
    minuscola particella subatomica.
    Particelle  simili si sarebbero potute formare solo al momento del big
    bang; dopo di allora non si è mai più verificata una concentrazione di
    energia sufficiente  per  la  loro  creazione.  Queste  particelle  si
    muoverebbero con velocità dell'ordine di 2,50 chilometri al secondo, e
    la   combinazione   di  una  massa  enorme  con  dimensioni  minuscole
    permetterebbe loro di scivolare attraverso la materia senza  lasciare,
    per così dire, alcuna traccia. Questa proprietà potrebbe spiegare come
    mai fino a oggi non si sia riusciti a osservare i monopoli magnetici.
    Tuttavia,   se  un  monopolo  passasse  attraverso  una  bobina,  esso
    provocherebbe  l'insorgere  di  un  impulso  istantaneo  di   corrente
    elettrica  (un  fenomeno  ben  noto,  che Faraday mise in evidenza per
    primo,  come abbiamo detto nel capitolo quinto).  In un avvolgimento a
    temperatura  ordinaria  un  siffatto impulso comparirebbe e svanirebbe
    così rapidamente da sfuggire all'osservazione;  ma se la bobina  fosse
    superconduttiva,  l'impulso  continuerebbe  a circolare fintantoché il
    circuito venisse mantenuto a temperatura abbastanza bassa.
    Il fisico Blas Cabrera  dell'Università  di  Stanford  predispose  una
    bobina  superconduttiva  di  niobio e la isolò accuratamente dai campi
    magnetici vaganti;  poi iniziò un'attesa che durò quattro mesi.  Il 14
    febbraio  1982,  alle  13,53,  si  manifestò  un  flusso improvviso di
    elettricità, con intensità quasi esattamente pari a quella prevedibile
    in corrispondenza del passaggio di un  monopolo  magnetico.  I  fisici
    oggi  cercano  di  escogitare  apparecchiature  che  confermino questo
    risultato;  finché non ci saranno riusciti,  non si potrà asserire con
    certezza che il monopolo magnetico sia stato finalmente osservato.

    Moto assoluto.

    Ritorniamo all'etere,  che,  al culmine della sua gloria,  incontrò la
    sua Waterloo in seguito a un esperimento intrapreso per far luce su un
    altro problema classico,  altrettanto spinoso di quello dell'azione  a
    distanza: il problema del "moto assoluto".
    Nel diciannovesimo secolo era ormai perfettamente chiaro che la terra,
    il  sole,  le  stelle e tutti gli altri oggetti dell'universo erano in
    moto. Dove trovare,  allora,  un punto di riferimento fisso,  un punto
    che  fosse  in quiete assoluta,  per determinare il moto assoluto - il
    fondamento su cui erano basate le leggi  del  moto  di  Newton?  C'era
    un'unica  possibilità.  Newton aveva sostenuto che la stessa struttura
    dello spazio (l'etere, presumibilmente) fosse in quiete, ed era questo
    che rendeva possibile parlare  di  spazio  assoluto.  Se  l'etere  era
    immobile,  forse  era  possibile  constatare  il  moto  assoluto di un
    oggetto determinandone il moto rispetto all'etere.
    Negli anni successivi al  1880  Albert  Michelson  concepì  un  metodo
    ingegnoso  per  risolvere  questo  problema.  Se  la  terra  si  muove
    attraverso un etere immobile - egli pensò -  un  raggio  di  luce  che
    viaggiasse  nella  direzione  del suo moto e venisse riflesso dovrebbe
    percorrere  una  distanza  minore  di  un  raggio  di   luce   diretto
    perpendicolarmente al moto della terra e poi riflesso.  Per verificare
    questo  ragionamento,   Michelson  inventò   l'«interferometro»,   uno
    strumento munito di uno "specchio semitrasparente", che lascia passare
    metà  di un raggio luminoso senza alterarne la direzione e riflette ad
    angolo retto l'altra metà: poi entrambi i raggi  vengono  riflessi  da
    specchi  fino a un oculare.  Se uno dei raggi ha percorso una distanza
    leggermente superiore all'altro,  al loro arrivo essi saranno sfasati,
    e  formeranno  delle  frange  d'interferenza.  Lo strumento misura con
    estrema sensibilità le differenze di lunghezza: è  talmente  sensibile
    che  potrebbe  misurare  tanto la crescita di una pianta di secondo in
    secondo,  quanto il diametro di certe stelle che appaiono  come  punti
    luminosi, privi di estensione, anche con il più grande dei telescopi.
    L'idea di Michelson era di puntare l'interferometro in varie direzioni
    rispetto  al  moto della terra e rivelare l'effetto dell'etere in base
    allo sfasamento dei due raggi di luce al loro ritorno.
    Nel 1887, Michelson, con l'aiuto del chimico americano Edward Williams
    Morley,  realizzò una  versione  molto  sofisticata  dell'esperimento.
    Collocato lo strumento su una pietra che galleggiava nel mercurio,  in
    modo da poterlo far girare in qualsiasi direzione con facilità e senza
    incontrare resistenza,  i due ricercatori proiettarono  il  raggio  di
    luce in varie direzioni rispetto al moto della terra, ma non trovarono
    in pratica alcuna differenza! Le frange di interferenza erano di fatto
    uguali,  quale  che  fosse  la  direzione  in  cui  Michelson e Morley
    puntavano  lo  strumento,  e  tali  restarono  in  tutte  le  numerose
    ripetizioni  dell'esperimento.  (E' il caso di aggiungere che analoghi
    esperimenti  più  recenti,   effettuati  con  strumenti   ancora   più
    sensibili, hanno dato gli stessi risultati negativi.)
    Le  fondamenta  della fisica vacillavano.  O l'etere si muoveva con la
    terra, cosa priva di senso, oppure,  forse,  non esisteva affatto.  In
    entrambi i casi,  non esisteva nulla di simile al moto assoluto o allo
    spazio assoluto.  Era come  se  alla  fisica  di  Newton  fosse  stato
    strappato un tappeto da sotto i piedi. La fisica newtoniana era ancora
    valida  nel  mondo  ordinario:  i  pianeti  continuavano a muoversi in
    accordo con la legge di gravitazione,  e anche gli oggetti sulla terra
    obbedivano  ancora  alla  legge  di  inerzia  e  a  quella di azione e
    reazione. Semplicemente, le spiegazioni classiche erano incomplete,  e
    i  fisici  dovevano  essere  preparati  a  scoprire  fenomeni  che non
    avrebbero obbedito  alle  «leggi»  classiche.  I  fenomeni  osservati,
    quelli vecchi e quelli nuovi,  sarebbero rimasti,  ma le teorie che li
    spiegavano avrebbero dovuto essere ampliate e perfezionate.
    L'"esperimento  di  Michelson  e  Morley"  è  probabilmente   il   più
    importante  esperimento  con  risultato nullo di tutta la storia della
    scienza.  Michelson ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1907 -
    e fu il primo scienziato americano a essere insignito del Nobel, anche
    se la motivazione non fu specificamente questo esperimento.

    RELATIVITA'.

    Le equazioni di Lorentz-FitzGerald.

    Nel  1893,  il  fisico irlandese George Francis FitzGerald propose una
    spiegazione del tutto nuova dei risultati negativi dell'esperimento di
    Michelson e Morley,  sostenendo che la materia si contrarrebbe  sempre
    in  direzione  del  suo  moto,  e  che  l'entità  di  tale contrazione
    aumenterebbe  con  la  velocità  del   moto   stesso.   Secondo   tale
    interpretazione,  lo  stesso  interferometro  si  accorcerebbe,  nella
    direzione  del  «vero»  moto  della  terra,   di  una   quantità   che
    compenserebbe  esattamente  la  differente  lunghezza del percorso del
    raggio luminoso.  C'è di più: qualsiasi strumento di misura possibile,
    compresi  gli organi di senso umani,  subirebbe questa contrazione,  e
    quindi  sarebbe  assolutamente  impossibile  misurare  la  contrazione
    stessa,  muovendosi assieme all'oggetto.  La spiegazione di FitzGerald
    lasciava quasi pensare a una «cospirazione» della natura per impedirci
    di misurare il moto assoluto: la natura  produrrebbe  un  effetto  che
    elimina  esattamente qualsiasi tipo di differenza che potremmo cercare
    di sfruttare per osservare tale moto.
    Questo fenomeno frustrante divenne noto con il nome di "contrazione di
    FitzGerald",   e  venne   descritto   dal   suo   scopritore   tramite
    un'equazione. Un oggetto che si muova a circa 11 chilometri al secondo
    (pressappoco la velocità dei più veloci razzi odierni) si contrarrebbe
    solo  di  due  parti  su  1 miliardo,  nella direzione del moto;  ma a
    velocità veramente elevate, la contrazione diventerebbe considerevole.
    A 150 mila chilometri al secondo  (metà  della  velocità  della  luce)
    sarebbe  del  15  per cento;  a 262 mila chilometri al secondo (7 su 8
    della velocità della luce) sarebbe del 50 per cento;  cioè  un  regolo
    lungo  un  metro  che  ci  passasse  vicino  alla velocità di 262 mila
    chilometri  al  secondo,   ci  apparirebbe  lungo  soltanto  cinquanta
    centimetri  -  sempre  che non stessimo anche noi muovendoci insieme a
    esso,  e in più avessimo un sistema per misurarne la lunghezza  mentre
    ci  sfreccia  vicino a tale velocità.  Quando poi un oggetto avesse la
    velocità della luce, 300 mila chilometri al secondo,  la sua lunghezza
    nella   direzione   del   moto   sarebbe  uguale  a  zero.   Dato  che
    presumibilmente non possono esistere lunghezze minori di zero,  se  ne
    deve  dedurre  che  la  velocità  della  luce  nel  vuoto è la massima
    velocità possibile nell'universo.
    Il  fisico  olandese  Hendrik  Antoon  Lorentz  ben  presto   sviluppò
    ulteriormente l'idea di FitzGerald. In seguito ai suoi studi sui raggi
    catodici egli giunse alla conclusione che, se si fosse compressa in un
    volume  più  piccolo  la  carica  di  una  particella,   la  massa  di
    quest'ultima avrebbe dovuto aumentare;  quindi una particella in  moto
    veloce,   essendo   soggetta  alla  contrazione  di  FitzGerald  nella
    direzione del suo moto, avrebbe dovuto subire un aumento della propria
    massa.
    Lorentz formulò un'equazione per l'aumento  della  massa  che  risultò
    molto  simile  all'equazione  di  FitzGerald per la contrazione.  Alla
    velocità di 150 mila chilometri al secondo,  la massa di un  elettrone
    sarebbe aumentata del 15 per cento;  a 262 mila chilometri al secondo,
    sarebbe aumentata del 100 per cento (cioè sarebbe raddoppiata); e alla
    velocità della luce,  la sua massa sarebbe diventata infinita.  Ancora
    una volta ci si trovava di fronte a una conclusione che faceva pensare
    che  una  velocità  maggiore  di  quella della luce fosse impossibile;
    infatti, come poteva una massa essere più che infinita?
    La contrazione di FitzGerald  e  l'aumento  della  massa  previsto  da
    Lorentz  sono  tanto  strettamente  connessi  che le loro formulazioni
    matematiche vengono spesso riunite sotto  la  denominazione  unica  di
    "equazioni di Lorentz-FitzGerald".
    La  variazione  della  massa con la velocità può essere misurata da un
    osservatore in quiete con maggior  facilità  della  contrazione  della
    lunghezza.  Si  può  determinare  il rapporto tra massa e carica di un
    elettrone in base  alla  deviazione  che  esso  subisce  in  un  campo
    magnetico. Ora, via via che la velocità dell'elettrone cresceva, anche
    la massa avrebbe dovuto crescere, mentre non vi era ragione di pensare
    che  la  carica  dovesse  a sua volta crescere: pertanto,  il rapporto
    massa-carica sarebbe aumentato e la traiettoria dell'elettrone sarebbe
    risultata meno incurvata. Nel 1900, il fisico tedesco Walther Kaufmann
    scoprì che questo rapporto aumentava con la velocità in  un  modo  che
    confermava l'aumento della massa dell'elettrone che era stato previsto
    dalle  equazioni  di Lorentz-FitzGerald.  Misurazioni successive e più
    precise mostrarono che l'accordo era praticamente perfetto.
    Quando  parliamo  della  velocità  della  luce  come  di   un   limite
    insuperabile,  dobbiamo  ricordare  che  è  la velocità della luce nel
    vuoto  (quasi  300  mila  chilometri  al  secondo)  ciò  che  qui   ha
    importanza.  Nei  mezzi  materiali  trasparenti  la  luce si muove più
    lentamente,  cioè con la velocità che ha nel vuoto divisa per l'indice
    di rifrazione del mezzo.  (L'"indice di rifrazione" è una misura della
    deviazione subita da un raggio luminoso  che,  provenendo  dal  vuoto,
    penetra obliquamente nel mezzo.)
    Nell'acqua, il cui indice di rifrazione è circa 1,3, la velocità della
    luce è 300 mila chilometri al secondo diviso 1,3,  cioè circa 230 mila
    chilometri al secondo; nel vetro (indice di rifrazione circa 1,5),  la
    velocità della luce è di 200 mila chilometri al secondo circa;  mentre
    nel diamante (indice di rifrazione 2,4),  la velocità della  luce  non
    supera i 125 mila chilometri al secondo.

    La radiazione e la teoria dei quanti di Planck.

    E' possibile per le particelle subatomiche viaggiare in un particolare
    mezzo trasparente con una velocità superiore a quella che raggiunge la
    luce  nello stesso mezzo (comunque "non superiore" a quella della luce
    nel vuoto). Quando ciò accade, le particelle lasciano una scia di luce
    azzurrastra,  un  po'  come  un  aereo  che,   viaggiando  a  velocità
    supersoniche, lascia una scia sonora.
    L'esistenza  di  tale  radiazione  fu osservata per la prima volta dal
    fisico russo  Paul  Alekseevic'  Cerenkov  nel  1934;  la  spiegazione
    teorica  venne  avanzata  nel 1937 dai fisici russi Il'ja Mikhailovic'
    Frank e Igor Evgenevic' Tamm. I tre condivisero il premio Nobel per la
    fisica nel 1958.
    Sono  stati  ideati  strumenti  capaci  di  rivelare  la   "radiazione
    Cerenkov"; questi "contatori Cerenkov" sono particolarmente adatti per
    studiare particelle di grande velocità,  come quelle che costituiscono
    i raggi cosmici.
    Mentre le fondamenta della fisica stavano ancora  vacillando  sotto  i
    colpi   inferti   dall'esperimento  di  Michelson  e  Morley  e  dalla
    contrazione di FitzGerald,  si verificò un secondo  terremoto.  Questa
    volta  la  questione  all'origine  dei  guai  riguardava la radiazione
    emessa dalla materia quando viene riscaldata. (Benché solitamente tale
    radiazione sia costituita di luce,  i fisici  ne  parlano  come  della
    "radiazione  del  corpo  nero".  Un  corpo  nero è un corpo ideale che
    assorbe la luce perfettamente senza rifletterne alcuna porzione,  come
    farebbe  appunto un corpo perfettamente nero,  e che,  reciprocamente,
    irraggia perfettamente in un'ampia  banda  di  lunghezze  d'onda.)  Il
    fisico  austriaco  Josef  Stefan  aveva dimostrato,  nel 1879,  che la
    radiazione  totale  emessa  da  un  corpo  dipende  solo   dalla   sua
    temperatura  (e non dalla natura della sostanza di cui è fatto) e che,
    in condizioni  ideali,  la  radiazione  è  proporzionale  alla  quarta
    potenza  della  temperatura assoluta: per esempio,  se si raddoppia la
    temperatura assoluta,  la radiazione totale aumenterà di sedici volte,
    essendo  16  =  2  per  2  per 2 per 2 ("legge di Stefan").  Si sapeva
    inoltre che, al crescere della temperatura, la radiazione predominante
    tende a spostarsi a lunghezze d'onda minori. Quando,  per esempio,  si
    riscalda  un  pezzo  di acciaio,  all'inizio esso irraggia soprattutto
    nell'infrarosso invisibile, poi diventa di un rosso cupo, quindi di un
    rosso brillante, poi diventa arancione, poi giallo-bianco; infine,  se
    si potesse impedirgli di evaporare, sarebbe di un bianco azzurrastro.
    Nel  1893,  il  fisico  tedesco  Wilhelm  Wien  elaborò una teoria che
    forniva un'espressione  matematica  della  distribuzione  dell'energia
    nella  radiazione  del  corpo  nero,  cioè  della  quantità di energia
    irradiata a ogni particolare lunghezza d'onda.  Questa teoria  forniva
    una formula che descriveva accuratamente la distribuzione dell'energia
    all'estremo violetto dello spettro,  ma non all'estremo rosso. (Per le
    sue ricerche sul calore Wien ricevette il premio Nobel per  la  fisica
    nel  1911.)  Intanto  i  fisici  inglesi  Lord  Rayleigh e James Jeans
    formularono un'equazione che descriveva la  distribuzione  all'estremo
    rosso  dello  spettro,  ma  non  funzionava  assolutamente all'estremo
    violetto.  In breve,  le  migliori  teorie  disponibili  riuscivano  a
    spiegare  una  delle  due metà dello spettro della radiazione,  ma non
    tutte e due contemporaneamente.
    Il fisico tedesco Max Karl Ernst Ludwig Planck affrontò  risolutamente
    il  problema,  e scoprì che si doveva introdurre un concetto del tutto
    nuovo,  se si voleva ottenere un'equazione che  si  accordasse  con  i
    fatti.  Egli avanzò l'ipotesi che la radiazione fosse fatta di piccole
    unità,  o pacchetti,  così come la materia è fatta di atomi,  e chiamò
    l'unità di radiazione "quanto". Planck pensò che la radiazione potesse
    essere  assorbita  solo  in  numeri interi di quanti,  e in più avanzò
    l'ipotesi che l'energia di un quanto dipendesse dalla lunghezza d'onda
    della  radiazione.  Minore  era  la  lunghezza  d'onda,  maggiore  era
    l'energia del quanto; o, per dirla altrimenti, il contenuto di energia
    del quanto era inversamente proporzionale alla lunghezza d'onda.
    Ora  il  quanto  poteva  essere messo direttamente in relazione con la
    frequenza di una data radiazione - cioè con il numero di  onde  emesse
    in  un  secondo.  Come il contenuto di energia di un quanto,  anche la
    frequenza è inversamente proporzionale  alla  lunghezza  d'onda  della
    radiazione:  più  corte sono le onde,  maggiore è il numero che ne può
    essere emesso in un secondo. Ma se tanto la frequenza che il contenuto
    di energia del quanto erano inversamente proporzionali alla  lunghezza
    d'onda,  essi  dovevano  essere  direttamente  proporzionali tra loro.
    Planck espresse  questa  relazione  per  mezzo  della  sua  equazione,
    divenuta famosa:

    e = h v

    Il  simbolo  "e"  indica  l'energia del quanto;  "v" (la lettera greca
    "nu") indica la frequenza  e  "h"  è  la  "costante  di  Planck",  che
    stabilisce la proporzionalità tra l'energia del quanto e la frequenza.
    Il  valore di "h" è estremamente piccolo,  così come piccolissimo è il
    quanto.  Le unità di radiazione sono in pratica così  piccole  che  la
    luce  a  noi  appare  continua,  come  del resto continua ci appare la
    materia ordinaria.  All'inizio del ventesimo  secolo  alla  radiazione
    toccava  la  stessa  sorte che era toccata alla materia all'inizio del
    diciannovesimo secolo: ora si doveva ammettere  che  entrambe  fossero
    discontinue.
    I quanti di Planck chiarirono la relazione esistente tra temperatura e
    lunghezza  d'onda  della radiazione emessa: un quanto di luce violetta
    aveva il doppio di energia di un quanto di luce rossa,  e naturalmente
    occorreva  più calore per produrre un quanto violetto che per produrre
    un quanto rosso.  Le equazioni ricavate  utilizzando  il  concetto  di
    quanto descrivevano assai bene la radiazione del corpo nero a entrambi
    gli estremi dello spettro.
    Ma  la  teoria dei quanti di Planck era destinata a dare un contributo
    ancora maggiore al progresso della fisica: in seguito avrebbe spiegato
    il comportamento degli  atomi,  degli  elettroni  negli  atomi  e  dei
    nucleoni nei nuclei atomici. Oggi la fisica precedente alla teoria dei
    quanti viene chiamata "fisica classica",  e quella successiva, "fisica
    moderna".  A Planck venne assegnato il premio Nobel per la fisica  nel
    1918.

    Einstein e il dualismo onda-particella.

    La  teoria di Planck non suscitò molto scalpore tra i fisici quando fu
    proposta,  nel 1900.  Era troppo rivoluzionaria per  essere  accettata
    subito.  Lo stesso Planck sembrava sgomento di quanto aveva fatto. Ma,
    cinque anni dopo,  un giovane fisico svizzero nato  in  Germania,  che
    portava il nome di Albert Einstein, verificò l'esistenza dei quanti di
    Planck.
    Il fisico tedesco Philipp Lenard aveva scoperto che la luce,  colpendo
    certi  metalli,   provocava  l'emissione  di  elettroni   dalla   loro
    superficie, come se la forza della luce espellesse gli elettroni dagli
    atomi.  Il fenomeno prese il nome di "effetto fotoelettrico", e per la
    sua scoperta Lenard ricevette nel 1905 il premio Nobel per la  fisica.
    Quando  i  fisici  cominciarono a fare esperimenti su questo fenomeno,
    scoprirono, con grande sorpresa, che se si aumentava l'intensità della
    luce,  l'energia degli elettroni emessi  non  aumentava:  ciò  che  li
    influenzava,  invece,  erano  i  diversi valori della lunghezza d'onda
    della luce usata: per esempio,  la luce blu conferiva  agli  elettroni
    maggior velocità della luce gialla;  una luce blu molto debole causava
    l'emissione di un numero di elettroni minore rispetto  a  una  intensa
    luce   gialla;   ma  quei  pochi  elettroni  espulsi  dalla  luce  blu
    viaggiavano con una velocità maggiore di quella di qualsiasi elettrone
    ottenuto usando luce gialla.  La luce rossa  di  qualsiasi  intensità,
    invece,   in  certi  metalli  non  provocava  affatto  l'emissione  di
    elettroni.
    Nessuno di questi fenomeni poteva essere spiegato dalle vecchie teorie
    della luce. Perché mai la luce blu doveva riuscire a fare qualcosa che
    la luce rossa non poteva fare?
    Einstein trovò la risposta nella teoria  dei  quanti  di  Planck.  Per
    assorbire abbastanza energia da abbandonare la superficie del metallo,
    un elettrone doveva essere colpito da un quanto di energia superiore a
    un  valore minimo.  Nel caso di un elettrone legato solo debolmente al
    suo atomo (come accade per il cesio),  anche un quanto di  luce  rossa
    poteva  bastare;  ma,  se  un  atomo  tratteneva  i suoi elettroni con
    maggior  forza,   occorreva  luce  gialla,   o  blu,   o   addirittura
    ultravioletta.  In  ogni  caso,  maggiore  era  l'energia  del quanto,
    maggiore era anche la velocità dell'elettrone espulso dal metallo.
    Qui la teoria dei quanti spiegava un fenomeno  fisico  con  semplicità
    perfetta, mentre le concezioni prequantistiche della luce non erano in
    grado di farlo. Seguirono ben presto numerose altre applicazioni della
    meccanica   quantistica.   Per  la  sua  interpretazione  dell'effetto
    fotoelettrico  (e  non  per  la  teoria  della  relatività),  Einstein
    ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1921.
    Nella  sua  teoria  della  relatività ristretta,  proposta nel 1905 ed
    elaborata nel tempo libero,  mentre era impiegato all'Ufficio brevetti
    svizzero,  Einstein  formulò  una  concezione  fondamentalmente  nuova
    dell'universo,  basata su un'estensione della teoria dei quanti.  Egli
    avanzò  l'ipotesi  che  la luce viaggiasse nello spazio sotto forma di
    quanti (il termine "fotone" per queste unità di luce fu introdotto  da
    Compton  nel  1928),  riesumando così l'idea che la luce avesse natura
    corpuscolare. Si trattava, però,  di un nuovo tipo di particella,  che
    aveva  tanto  le proprietà di un'onda che quelle di un corpuscolo,  ed
    esibiva  in  momenti  diversi  un  gruppo  di  proprietà  o   l'altro,
    alternativamente.
    Potrebbe  sembrare  un  paradosso,  o addirittura qualcosa di mistico,
    quasi che la vera natura della  luce  superasse  ogni  possibilità  di
    comprensione  umana.  Al  contrario,  io  vorrei  spiegare il concetto
    ricorrendo a un'analogia: un uomo può avere molti  aspetti  -  marito,
    padre,   amico,   uomo   d'affari.   A  seconda  delle  circostanze  e
    dell'ambiente in cui si trova,  si comporta da marito,  da  padre,  da
    amico o da uomo d'affari.  Nessuno si aspetta che egli esibisca il suo
    comportamento maritale con un cliente o il suo comportamento  di  uomo
    d'affari  con  la  moglie;  eppure,  un  simile  uomo  non ha nulla di
    paradossale né è qualcosa di più di un singolo uomo.
    Analogamente,  la  radiazione  ha  proprietà  tanto  corpuscolari  che
    ondulatorie:  in  determinate  situazioni  sono salienti le prime,  in
    altre le seconde.  Verso il 1930,  Niels Bohr sostenne  che  qualsiasi
    esperimento  destinato  a studiare le proprietà ondulatorie della luce
    non  avrebbe  potuto  rivelare  le  sue  proprietà   corpuscolari,   e
    viceversa.  Si poteva studiare un gruppo di proprietà alla volta,  mai
    entrambe   contemporaneamente.    E'   questo   il    "principio    di
    complementarità".   Tale   duplice   insieme  di  proprietà  riesce  a
    descrivere la radiazione meglio di quanto non possa fare ciascuno  dei
    due insiemi da solo.
    La scoperta della natura ondulatoria della luce aveva permesso tutti i
    trionfi  dell'ottica  del  diciannovesimo  secolo,   ivi  compresa  la
    spettroscopia,   ma  aveva  anche  chiesto  ai  fisici  di   ammettere
    l'esistenza  dell'etere.  Ora  la concezione einsteiniana del dualismo
    onda-particella, pur conservando tutte le conquiste del diciannovesimo
    secolo (comprese le  equazioni  di  Maxwell),  consentiva  di  lasciar
    cadere  l'assunto  dell'esistenza  dell'etere.  La  radiazione  poteva
    viaggiare  nel  vuoto   in   virtù   delle   proprie   caratteristiche
    corpuscolari,   e   il   concetto  di  etere,   già  colpito  a  morte
    dall'esperimento di Michelson e Morley, ora poteva essere sepolto.
    Einstein introdusse una seconda idea  importante  nella  teoria  della
    relatività  ristretta: quella che la velocità della luce nel vuoto non
    vari mai,  indipendentemente dal moto della sua sorgente.  Secondo  la
    concezione newtoniana dell'universo, un raggio luminoso proveniente da
    una  sorgente che si sta avvicinando all'osservatore deve apparire più
    veloce di un raggio proveniente  da  una  sorgente  che  si  muove  in
    qualsiasi  altra  direzione;  nella  concezione einsteiniana,  questo,
    viceversa, non si verifica.  Da tale postulato Einstein fu in grado di
    dedurre  le  equazioni di Lorentz-FitzGerald,  mostrando che l'aumento
    della massa con la velocità,  che Lorentz aveva attribuito  solo  alle
    particelle  cariche,  si  verificava  per oggetti qualsiasi.  Einstein
    inoltre giunse alla conclusione che un aumento di  velocità,  oltre  a
    causare la contrazione delle lunghezze e l'aumento della massa, doveva
    anche rallentare il tempo: in altre parole, mentre il metro si sarebbe
    accorciato, gli orologi avrebbero scandito il tempo più lentamente.

    La teoria della relatività.

    L'aspetto  più  fondamentale della teoria di Einstein era la negazione
    dell'esistenza dello spazio assoluto  e  del  tempo  assoluto.  Questo
    potrebbe  apparire  senza  senso:  come  può la mente umana apprendere
    qualcosa  sull'universo  senza  alcun  punto  di  partenza?   Einstein
    rispondeva  che  tutto  quanto occorre è un "sistema di riferimento" a
    cui  rapportare  gli  eventi  dell'universo.   Qualsiasi  sistema   di
    riferimento sarà ugualmente valido: la terra considerata immobile,  il
    sole  considerato  immobile,   o  noi  stessi  considerati   immobili.
    Possiamo,  semplicemente,  scegliere il sistema che più è conveniente.
    E'  più  comodo  calcolare  i  moti  dei  pianeti  in  un  sistema  di
    riferimento  in cui il sole è immobile che in uno in cui lo è la terra
    - ma il primo sistema non è per questo più vero.
    Così,  le misurazioni dello spazio e del tempo sono  «relative»  a  un
    sistema di riferimento arbitrariamente scelto - ed è questa la ragione
    per cui la teoria di Einstein si chiama "teoria della relatività".
    Facciamo un esempio: supponiamo di osservare,  stando qui sulla terra,
    uno strano pianeta (Pianeta X), esattamente uguale al nostro per massa
    e dimensioni, che ci sfrecciasse vicino alla velocità, rispetto a noi,
    di 262 mila chilometri  al  secondo.  Se  potessimo  misurare  le  sue
    dimensioni mentre ci sfiora,  troveremmo che si è contratto del 50 per
    cento nella direzione del suo moto.  Sarebbe un ellissoide anziché una
    sfera;  inoltre  a  un'ulteriore misurazione la sua massa risulterebbe
    doppia di quella della terra.
    Eppure,  a un uomo sul Pianeta X sembrerebbe di  essere  fermo  su  un
    pianeta  immobile;  egli  inoltre  riterrebbe  che  fosse  la  terra a
    sfiorarlo, alla velocità di 262 mila chilometri al secondo, e la terra
    gli apparirebbe di forma ellissoidale e di massa doppia di quella  del
    proprio pianeta.
    Si  sarebbe  tentati  di  chiedere  quale  pianeta  si sia "realmente"
    contratto nella direzione del moto e abbia "realmente" raddoppiato  la
    propria  massa;  ma  l'unica risposta possibile dipende dal sistema di
    riferimento. Se trovate frustrante l'idea, pensate al fatto che l'uomo
    è piccolo in confronto a  una  balena  e  grande  in  confronto  a  un
    insetto.  Che  senso  ha  dunque  chiedersi  se l'uomo sia "in realtà"
    grande o piccolo?
    Nonostante tutte le sue insolite implicazioni,  la  relatività  spiega
    tutti  i fenomeni noti dell'universo almeno altrettanto bene quanto le
    teorie prerelativistiche;  essa,  però,  va oltre,  spiegando in  modo
    semplice alcuni fenomeni che la concezione newtoniana spiegava in modo
    insoddisfacente  o  non  spiegava affatto.  Di conseguenza,  quella di
    Einstein è stata accettata, rispetto a quella di Newton,  non già come
    una  teoria sostitutiva,  ma come una teoria più perfezionata.  Si può
    ancora  utilizzare  la  concezione   newtoniana   dell'universo   come
    un'approssimazione  semplificata  che  funziona  abbastanza bene nella
    vita ordinaria e anche nell'astronomia comune,  perfino per mettere in
    orbita  dei  satelliti;   quando  però  si  tratta,  per  esempio,  di
    accelerare delle particelle in un sincrotrone,  si  deve  tener  conto
    dell'aumento einsteiniano della massa con la velocità, se si vuole che
    la macchina funzioni.

    Lo spazio-tempo e il paradosso degli orologi.

    La  concezione  einsteiniana dell'universo intreccia tra loro spazio e
    tempo in modo tale che non ha più senso parlare dell'uno o  dell'altro
    separatamente. L'universo è quadridimensionale, e il tempo è una delle
    sue dimensioni (che però non si comporta esattamente come le ordinarie
    dimensioni spaziali,  lunghezza, larghezza e altezza). Si usa indicare
    questa  fusione  quadridimensionale  con  il  termine  "spazio-tempo",
    concetto che fu introdotto,  nel 1907, da uno dei maestri di Einstein,
    il matematico russo-tedesco Hermann Minkowski.
    Spazio e tempo giocano strani  scherzi  nella  relatività:  uno  degli
    aspetti  della  teoria  che  suscita ancora discussioni tra i fisici è
    l'idea di Einstein del rallentamento degli  orologi.  Un  orologio  in
    moto, diceva Einstein, segna il tempo più lentamente di un orologio in
    quiete.  In effetti,  tutti i fenomeni variabili nel tempo variano più
    lentamente in moto che in quiete,  il che equivale a dire che il tempo
    stesso rallenta.  A velocità ordinarie, l'effetto è trascurabile, ma a
    262  mila  chilometri  al  secondo  un  orologio  sembrerebbe  (a   un
    osservatore  che  lo  guardasse  passare)  impiegare  due  secondi per
    batterne uno.  Alla velocità della luce,  poi,  l'orologio sembrerebbe
    fermo.
    La  dilatazione  del  tempo  è  più  sconcertante  degli  effetti  che
    implicano lunghezza e massa.  Se un oggetto si riduce alla metà  della
    propria lunghezza e poi ritorna alla lunghezza normale, o se raddoppia
    il  proprio  peso  e  poi  riprende  quello normale,  non resta alcuna
    traccia che indichi tale cambiamento transitorio,  e non vi  sono  due
    punti di vista opposti che entrano in conflitto.
    Il tempo,  invece, è cumulativo. Se un orologio sul Pianeta X, a causa
    della sua grande velocità,  sembra  marciare  a  ritmo  dimezzato  per
    un'ora, e se poi ritorna in quiete, esso, pur riprendendo il suo ritmo
    di marcia normale,  conserverà traccia di quanto avvenuto nel fatto di
    essere indietro di mezz'ora!  Allora,  consideriamo due navi  spaziali
    che  si passino accanto,  ciascuna ritenendo che l'altra si muova alla
    velocità di 262 mila chilometri al secondo,  con un  tempo  rallentato
    della  metà:  quando  le  due  astronavi  poi si riincontreranno,  gli
    osservatori  situati  su  ciascuna  si  aspetteranno  che   l'orologio
    dell'altra  astronave  sia  rimasto  indietro  di mezz'ora rispetto al
    proprio.  Ma non è possibile che ciascuno dei due orologi sia indietro
    rispetto all'altro.  Cosa sarà accaduto allora? Questo problema prende
    il nome di "paradosso degli orologi".
    In realtà, non c'è nessun paradosso.  Anche se una delle due astronavi
    passasse come una saetta vicino all'altra e ciascuno dei due equipaggi
    giurasse  che  l'orologio  dell'altra  astronave  era  più lento,  non
    avrebbe alcuna importanza stabilire quale orologio  fosse  «realmente»
    più lento; le due astronavi si allontanerebbero infatti per sempre e i
    due  orologi  non  verrebbero  mai più portati nello stesso posto allo
    stesso momento per essere confrontati: il paradosso degli orologi  non
    si presenterebbe mai.  In effetti la teoria della relatività ristretta
    di Einstein è valida solo per il moto rettilineo  uniforme,  così  che
    all'interno  di  tale  teoria  si  può  parlare  solo  di  separazioni
    definitive.
    Supponiamo,  invece,  che le due navi spaziali si riincontrino dopo il
    rapido  passaggio  dell'una accanto all'altra,  in modo che si possano
    confrontare i due orologi.  Perché ciò  accada,  deve  verificarsi  un
    fatto  nuovo.  Almeno  una  delle  due  navi spaziali deve accelerare.
    Supponiamo che sia l'astronave B a farlo -  cioè  che  essa  rallenti,
    descriva un'ampia curva e poi acceleri finché raggiunge l'astronave A.
    Naturalmente  B potrebbe scegliere di considerarsi in quiete;  secondo
    tale scelta del sistema di riferimento,  sarà A che effettua tutte  le
    variazioni  di velocità,  in modo da accostarsi a B.  Se nell'universo
    non esistessero che queste due astronavi,  allora sì che,  in virtù di
    questa situazione simmetrica, insorgerebbe il paradosso degli orologi.
    Tuttavia, A e B "non" sono tutto ciò che esiste nell'universo - il che
    distrugge la simmetria.  Quando B accelera, lo fa non solo rispetto ad
    A,  ma anche rispetto a tutto il resto dell'universo.  Se B sceglie di
    considerarsi  in  quiete,  deve  considerare  non solo A,  ma tutte le
    galassie,  senza alcuna  eccezione,  come  accelerate  rispetto  a  se
    stessa.  In breve, è B contro l'universo intero. In tale situazione, è
    l'orologio di B che resta indietro di mezz'ora, non quello di A.
    Questo fenomeno comporta delle conseguenze per i viaggi  spaziali.  Se
    gli  astronauti  che  si  allontanano dalla terra accelerassero fino a
    raggiungere quasi la velocità della luce, il tempo per loro passerebbe
    molto più lentamente che per  noi.  Essi  potrebbero  raggiungere  una
    destinazione molto lontana e far ritorno nel giro di quelle che a loro
    sembrerebbero settimane,  mentre nel frattempo sarebbero passati sulla
    terra molti secoli. Secondo questa ipotesi della dilatazione del tempo
    con il moto, si potrebbe addirittura fare un viaggio fino a una stella
    lontana durante l'arco  di  una  vita  umana  -  ma  naturalmente  chi
    intraprendesse  tale  viaggio  dovrebbe  dire  addio  per  sempre alla
    propria generazione e al mondo che conosce,  perché  ritornerebbe  nel
    mondo del futuro.

    La gravità e la teoria della relatività generale di Einstein.

    Nella  teoria  della relatività ristretta,  Einstein non si occupò del
    moto accelerato né della gravitazione. Trattò invece questi temi nella
    teoria della relatività generale, pubblicata nel 1915. La teoria della
    relatività generale  presentava  una  concezione  completamente  nuova
    della  gravitazione,  considerandola  come  una proprietà dello spazio
    anziché come una forza che si esercita tra i corpi. Come effetto della
    presenza della materia,  lo spazio si incurva,  e i  corpi,  per  così
    dire,  seguono  la  linea di minor resistenza tra tutte le curve.  Per
    strana che  potesse  apparire  questa  concezione  di  Einstein,  essa
    riusciva   a   spiegare   qualcosa  che  la  teoria  newtoniana  della
    gravitazione non era riuscita a spiegare.
    Il più grande trionfo della legge di gravitazione  di  Newton  si  era
    avuto nel 1846, con la scoperta di Nettuno (vedi capitolo terzo). Dopo
    di  ciò,  sembrava  che nulla avrebbe potuto scuotere le fondamenta di
    tale legge. Restava inspiegato, tuttavia, un altro moto planetario: il
    perielio di Mercurio,  cioè il punto della sua orbita in cui  esso  si
    trova  più  vicino  al  sole,   si  sposta  da  una  rivoluzione  alla
    successiva,  avanzando con continuità lungo l'orbita del pianeta.  Gli
    astronomi  erano  riusciti a spiegare gran parte di tale anomalia come
    causata da perturbazioni  dell'orbita  provocate  dall'attrazione  dei
    pianeti vicini.
    In  effetti,  nei  primi tempi in cui si era applicata la teoria della
    gravitazione al sistema solare,  si era pensato che  le  perturbazioni
    causate  dal  variare  dell'attrazione  di  un  pianeta  su  un  altro
    potessero finire per  demolire  il  delicato  meccanismo  del  sistema
    solare. Nei primi decenni del diciannovesimo secolo, tuttavia, Laplace
    aveva  dimostrato che il sistema solare non era poi tanto fragile.  Le
    perturbazioni sono tutte cicliche,  e  le  irregolarità  orbitali  non
    superano  mai  un  certo  valore in alcuna direzione.  Alla lunga,  il
    sistema solare è stabile e gli astronomi erano più che mai sicuri  che
    prima  o  poi  si  sarebbe  riusciti  a spiegare tutte le irregolarità
    particolari, tenendo conto delle perturbazioni.
    Ma questa speranza non si era avverata  per  Mercurio.  Anche  tenendo
    conto di tutte le perturbazioni, restava inspiegato un avanzamento del
    perielio  del pianeta,  che ammontava a 43 secondi di arco per secolo.
    Questo moto, scoperto da Leverrier nel 1845, non è gran cosa;  in 4000
    anni  comporta  uno spostamento pari soltanto all'ampiezza della luna.
    Era tuttavia abbastanza per dar da pensare agli astronomi.
    Leverrier suggerì che questa anomalia fosse forse dovuta a un  piccolo
    pianeta  non  ancora  scoperto,  più  vicino al sole di Mercurio.  Per
    decenni gli astronomi andarono  alla  ricerca  dell'ipotetico  pianeta
    (chiamato  Vulcano)  e  più  volte  venne  annunciata la sua scoperta,
    sempre però smentita in seguito.  Infine si giunse concordemente  alla
    conclusione che Vulcano non esisteva.
    La  teoria  della  relatività generale di Einstein fornì la soluzione,
    mostrando che il perielio di qualsiasi corpo animato  da  un  moto  di
    rivoluzione  doveva avere un altro movimento,  oltre a quello previsto
    dalla legge di Newton.  Quando i  nuovi  calcoli  furono  applicati  a
    Mercurio,  si trovò un accordo completo con le osservazioni. I pianeti
    più lontani di Mercurio dal sole dovevano presentare  spostamenti  del
    perielio  sempre minori.  Nel 1960 si scoprì che il perielio di Venere
    avanzava di 8 secondi di arco per secolo,  valore quasi  perfettamente
    in accordo con la teoria di Einstein.
    Ancora  più  impressione  fecero  le  scoperte  di  due nuovi fenomeni
    inaspettati,  che erano stati previsti solo dalla teoria di  Einstein.
    Innanzitutto,   Einstein   aveva   previsto   che   un  intenso  campo
    gravitazionale avrebbe dovuto rallentare le vibrazioni  di  un  atomo;
    tale  rallentamento sarebbe stato messo in evidenza da uno spostamento
    verso il rosso delle  righe  spettrali  ("spostamento  di  Einstein").
    Cercando  un  campo  gravitazionale  abbastanza  forte  da produrre un
    simile effetto,  Eddington pensò alle nane bianche:  infatti  la  luce
    emessa  da  una  stella  così  densa  doveva perdere energia in misura
    osservabile  per  vincere  l'intensa  gravità  alla  superficie  della
    stella.  Nel  1925 W.  S.  Adams,  che era stato il primo a dimostrare
    quale immensa densità avessero tali stelle,  studiò le righe spettrali
    della  luce  delle  nane bianche e trovò lo spostamento verso il rosso
    previsto.
    La verifica  della  seconda  previsione  di  Einstein  fu  ancora  più
    sensazionale.  La  sua  teoria  prevedeva  che un campo gravitazionale
    avrebbe dovuto incurvare i raggi luminosi;  Einstein  aveva  calcolato
    che  un  raggio  di  luce che sfiorasse la superficie del sole sarebbe
    stato incurvato rispetto a una linea retta di 1,75  secondi  di  arco.
    Come  si  poteva  verificare questo asserto?  Se fosse stato possibile
    osservare le stelle lontane ma  molto  prossime  al  bordo  del  disco
    solare,  durante  un'eclissi di sole,  e confrontare le loro posizioni
    con quelle che esse stesse avevano quando il sole non  si  trovava  in
    prossimità del percorso dei loro raggi di luce,  qualsiasi spostamento
    dovuto alla curvatura  della  luce  avrebbe  dovuto  essere  visibile.
    Einstein aveva pubblicato la sua memoria sulla relatività generale nel
    1915,  ma  la  verifica  dovette  attendere fino alla fine della prima
    guerra mondiale.  Nel  1919  la  Royal  Astronomical  Society  inglese
    organizzò  una  spedizione per effettuare tale verifica,  assistendo a
    un'eclissi totale che era visibile dall'isola di Principe, un isolotto
    portoghese al largo delle coste  occidentali  dell'Africa.  Le  stelle
    mostrarono  effettivamente  un  cambiamento  di posizione.  Ancora una
    volta i fatti avevano dato ragione ad Einstein.
    In base allo stesso principio,  se una stella si trovasse  esattamente
    dietro  a  un'altra,  la luce di quella più lontana si incurverebbe in
    prossimità della stella più  vicina,  in  modo  tale  che  quella  più
    lontana  risulterebbe  ingrandita.  La stella più vicina fungerebbe da
    lente gravitazionale. Purtroppo,  le dimensioni apparenti delle stelle
    sono talmente piccole che è estremamente rara un'eclissi di una stella
    distante  ad  opera di una stella più vicina (dal punto di vista della
    terra).  La scoperta delle quasar fornì però agli astronomi una  nuova
    opportunità. All'inizio degli anni ottanta, essi hanno osservato delle
    quasar  doppie  in  cui  i  due  membri  hanno  esattamente  le stesse
    proprietà.  E' ragionevole supporre che ciò che vediamo  sia  un'unica
    quasar  la  cui  luce  è  distorta da una galassia (o forse da un buco
    nero) che si trova sulla linea visuale, ma ci è invisibile: l'immagine
    della   quasar   risulta   distorta,    così   da   apparire   doppia.
    (Un'imperfezione  di  uno  specchio potrebbe sortire lo stesso effetto
    sulla nostra immagine riflessa.)

    Verifiche della teoria della relatività generale.

    Le prime vittorie della teoria della relatività generale  di  Einstein
    furono  tutte di natura astronomica.  Gli scienziati desideravano però
    trovare un modo per verificarla in laboratorio, in condizioni che essi
    stessi potessero variare a piacimento.  La possibilità di una siffatta
    prova  di  laboratorio  si profilò nel 1958,  quando il fisico tedesco
    Rudolf Ludwig Mössbauer mostrò che,  in certe condizioni,  si può fare
    in modo che un cristallo produca un fascio di raggi gamma di lunghezza
    d'onda  rigorosamente  definita.  Di solito,  l'atomo che emette raggi
    gamma rincula,  e questo movimento allarga la  banda  delle  lunghezze
    d'onda prodotte. Nei cristalli sottoposti a determinate condizioni, un
    intero  cristallo  si  comporta  come  un  singolo atomo: il rinculo è
    distribuito fra tutti gli atomi così che praticamente si  annulla;  il
    raggio  gamma emesso ha allora lunghezza d'onda estremamente definita.
    Un tale raggio può venire assorbito con straordinaria efficienza da un
    cristallo analogo  a  quello  che  l'ha  prodotto,  mentre  non  verrà
    assorbito  se  i  raggi  gamma  avranno  una lunghezza d'onda anche di
    pochissimo  diversa   da   quella   che   il   cristallo   produrrebbe
    naturalmente. Questo viene chiamato "effetto Mössbauer".
    Se  un  fascio  di  raggi gamma di questo genere viene emesso verso il
    basso,  in modo da subire l'effetto della gravità,  secondo la  teoria
    della  relatività  generale  deve acquistare energia;  pertanto la sua
    lunghezza d'onda deve diminuire.  Una caduta non più lunga di  qualche
    centinaio  di  metri  dovrebbe  bastare  a fargli acquistare l'energia
    sufficiente a far diminuire la sua lunghezza d'onda abbastanza  perché
    il fascio non sia più assorbito dal cristallo.
    Se  poi  il  cristallo  che  emette i raggi gamma viene spostato verso
    l'alto mentre ha luogo l'emissione,  la lunghezza  d'onda  del  raggio
    gamma aumenterà per l'effetto Doppler-Fizeau.  Si può fare in modo che
    la velocità con cui il cristallo è spostato verso  l'alto  neutralizzi
    l'effetto  della  gravitazione  sui  raggi  gamma in caduta,  così che
    questi vengano nuovamente assorbiti dal cristallo.
    Esperimenti condotti nel 1960 e negli anni successivi si  sono  basati
    sull'effetto  Mössbauer  per  confermare  la  teoria  della relatività
    generale con grande precisione,  fornendo una  delle  più  convincenti
    dimostrazioni  della  sua  validità  che  si sia avuta fino a oggi;  a
    Mössbauer venne assegnato il premio Nobel per la fisica nel 1961.
    Anche  altre  misurazioni  di  precisione  tendono  a  confermare   la
    relatività  generale:  l'invio  di  segnali radar verso i pianeti,  il
    comportamento delle  pulsar  binarie  nel  loro  moto  di  rivoluzione
    intorno  al  comune  centro  di  gravità,  e altro ancora.  Sono tutte
    misurazioni al limite del possibile,  e i fisici hanno fatto  numerosi
    tentativi  di  elaborare  teorie  alternative.  Tra  tutte  le  teorie
    suggerite,  però,  quella di Einstein è la più semplice dal  punto  di
    vista   matematico.   Ogniqualvolta   è  stato  possibile  fare  delle
    misurazioni al fine  di  discriminare  tra  le  varie  teorie  (sempre
    lavorando su differenze minime), è stata quella di Einstein a sembrare
    confermata.   Dopo  quasi  tre  quarti  di  secolo,  la  teoria  della
    relatività generale  ha  mantenuto  la  sua  validità,  anche  se  gli
    scienziati  seguitano  (e fanno bene) a metterla in discussione.  (Sia
    ben chiaro: è la relatività "generale" che viene messa in discussione;
    la relatività "ristretta", invece, è stata verificata un tal numero di
    volte e in tanti modi differenti che nessun fisico ormai pensa  più  a
    confutarla.)

    IL CALORE.
    Fino ad ora,  in questo capitolo,  non mi sono occupato di un fenomeno
    che accompagna abitualmente la luce nella nostra esperienza di tutti i
    giorni: in generale,  tutti gli oggetti luminosi,  dalle  stelle  alle
    candele, emettono, oltre che luce, anche calore.

    Misurazione della temperatura.

    Prima  dell'epoca moderna il calore è stato studiato solo dal punto di
    vista qualitativo.  La gente si  accontentava  di  dire:  «fa  caldo»,
    oppure «fa freddo!», o ancora «questo è più caldo di quest'altro». Per
    poter fare della temperatura una grandezza misurabile, occorreva prima
    trovare qualche mutamento misurabile che si accompagnasse regolarmente
    alle  variazioni  di temperatura: si scoprì che un mutamento di questo
    genere era dato dal fatto che le sostanze, quando vengono scaldate, si
    espandono e quando vengono raffreddate, si contraggono.
    Galileo fu il  primo  a  cercare  di  sfruttare  questo  fenomeno  per
    studiare i cambiamenti di temperatura.  Nel 1603, egli collocò un tubo
    di vetro capovolto contenente aria calda in  una  vaschetta  piena  di
    acqua:   l'aria  del  tubo,   raffreddandosi  fino  a  raggiungere  la
    temperatura ambiente,  si contraeva,  causando  la  salita  dell'acqua
    della  vaschetta  dentro  il  tubo.  Galileo  aveva  così costruito un
    "termometro"  (dalle  parole  greche  che  significano   «misura   del
    calore»).  Al variare della temperatura della stanza, variava anche il
    livello raggiunto dall'acqua nel tubo. Se la stanza veniva riscaldata,
    l'aria nel tubo si espandeva, facendo abbassare il livello dell'acqua;
    se invece diventava più fredda,  l'aria  si  contraeva  e  il  livello
    dell'acqua saliva.  L'unico inconveniente veniva dal fatto che l'acqua
    della bacinella era esposta all'aria,  e anche la pressione  dell'aria
    mutava  di  continuo,  causando a sua volta una variazione del livello
    dell'acqua nel  tubo,  indipendentemente  dalla  temperatura,  il  che
    confondeva i risultati. Il termometro fu il primo importante strumento
    scientifico fatto di vetro.
    Attorno  al 1654,  il granduca di Toscana,  Ferdinando Secondo,  aveva
    realizzato  un  termometro  che  era  indipendente   dalla   pressione
    dell'aria:  esso  era  costituito  da  un  bulbo  attaccato  a un tubo
    rettilineo,  nel quale veniva sigillato del liquido.  La contrazione e
    l'espansione  del  liquido  facevano da indicatori delle variazioni di
    temperatura.  I liquidi cambiano di volume con  la  temperatura  molto
    meno  di quanto non facciano i gas;  ma se il bulbo era capace e pieno
    in modo che il liquido potesse espandersi  solamente  in  un  tubicino
    molto  stretto,  si  potevano  rendere evidenti la salita e la discesa
    anche nel caso di un piccolo cambiamento di volume.
    Il  fisico  inglese  Robert  Boyle  fece  qualcosa  di  molto   simile
    all'incirca  nello  stesso periodo,  e fu il primo a dimostrare che il
    corpo umano ha una temperatura costante,  notevolmente superiore  alla
    consueta  temperatura ambiente.  Altri dimostrarono che certi fenomeni
    fisici avvengono sempre alla stessa temperatura.  Prima della fine del
    diciassettesimo  secolo si sapeva che questo era il caso della fusione
    del ghiaccio e dell'ebollizione dell'acqua.
    I primi liquidi usati nella termometria furono l'acqua e l'alcool.  Ma
    l'acqua   congelava   troppo   presto   e  l'alcool  evaporava  troppo
    facilmente;  così il fisico francese  Guillaume  Amontons  ricorse  al
    mercurio.  Nello  strumento da lui ideato,  come in quello di Galileo,
    l'espansione e la contrazione dell'aria facevano salire o scendere  il
    livello del mercurio.
    Poi,  nel 1714, il fisico tedesco Gabriel Daniel Fahrenheit combinò le
    migliorie del granduca e quelle di Amontons,  mettendo del mercurio in
    un  tubo  chiuso  e usando la sua espansione e la sua contrazione come
    indicatori della temperatura.  Fahrenheit fece di più: segnò sul  tubo
    una   scala  graduata,   in  modo  da  poter  effettuare  una  lettura
    quantitativa della temperatura.
    Non si sa con precisione in quale modo Fahrenheit giunse  alla  scelta
    della sua scala; secondo una versione dei fatti, egli avrebbe posto lo
    zero  in corrispondenza della temperatura più bassa che era riuscito a
    raggiungere nel suo laboratorio,  mescolando sale e ghiaccio fondente;
    poi  fece  corrispondere  il  32  e il 212 rispettivamente al punto di
    congelamento e al punto di ebollizione dell'acqua pura. Ciò presentava
    due vantaggi: primo, l'intervallo delle temperature in cui l'acqua era
    liquida risultava così pari  a  180,  un  numero  legato  all'uso  dei
    "gradi";  infatti vi sono 180 gradi in una semicirconferenza; secondo,
    la temperatura corporea veniva ad aggirarsi  sui  100  gradi,  essendo
    normalmente, per l'esattezza, di 98,6 gradi Fahrenheit.
    Solitamente la temperatura corporea è così costante che, quando supera
    di  più  di  un  grado  circa la media,  si dice che il soggetto ha la
    febbre,  e si riscontrano chiari sintomi di  malattia.  Nel  1858,  il
    medico  tedesco  Karl  August  Wunderlich  introdusse  la procedura di
    controllare frequentemente la temperatura  corporea  come  indicazione
    del decorso della malattia.  Nel decennio successivo il medico inglese
    Thomas Clifford Allbutt inventò il "termometro clinico",  che  ha  una
    strozzatura  nel tubicino contenente il mercurio;  il filo di mercurio
    sale, raggiungendo un massimo,  quando il termometro vien tenuto,  per
    esempio,  nella bocca,  ma non ridiscende quando lo si toglie: esso si
    spezza in corrispondenza della strozzatura,  e ciò permette di leggere
    quando  si  vuole  la  temperatura,  che  è indicata dalla porzione di
    mercurio rimasta al di sopra della  strozzatura  stessa.  Negli  Stati
    Uniti  è  tuttora usata la scala Fahrenheit per le faccende di tutti i
    giorni, come i bollettini meteorologici e i termometri clinici.
    Nel 1742,  l'astronomo svedese Anders Celsius adottò  invece  un'altra
    scala,  che,  nella  sua forma definitiva,  pone in corrispondenza del
    punto di congelamento dell'acqua lo zero,  e in corrispondenza del suo
    punto  di ebollizione il 100.  Siccome la divisione dell'intervallo di
    temperatura in cui l'acqua è liquida è in cento parti,  questa scala è
    chiamata  "centigrada".  Parlando  di  questa  scala,  si  usa  spesso
    l'espressione "gradi centigradi"; ma gli scienziati, in una conferenza
    internazionale del 1948,  l'hanno  ribattezzata  "scala  Celsius",  in
    onore  del  suo  inventore,  come  si  era  già  fatto  per  la  scala
    Fahrenheit;  pertanto,  volendo seguire la nomenclatura ufficiale,  si
    dovrebbe parlare di gradi Celsius.  Il simbolo "C",  comunque, va bene
    ugualmente.  E' stata la scala Celsius ad affermarsi ovunque nel mondo
    civile,  e  anche  gli  Stati  Uniti  stanno  cercando  di adeguarsi a
    quest'uso.   Gli  scienziati  in  particolare  hanno   trovato   molto
    conveniente la scala Celsius.

    Due teorie del calore.

    La temperatura misura l'intensità del calore,  ma non la sua quantità.
    Il calore passa sempre da un corpo a  temperatura  maggiore  a  uno  a
    temperatura  minore,  fino  a quando le temperature sono uguali,  così
    come l'acqua scende da un livello superiore a uno inferiore  finché  i
    livelli   sono   uguali.   Il   calore   si   comporta   in  tal  modo
    indipendentemente  dalle  quantità  di  calore  contenute  nei   corpi
    interessati.  Nonostante  il  fatto  che  una  vasca da bagno di acqua
    tiepida contenga molto più calore di un fiammifero acceso, mettendo il
    fiammifero vicino all'acqua il calore passerà da  questo  all'acqua  e
    non viceversa.
    Joseph Black, che aveva svolto importanti ricerche anche sui gas (vedi
    capitolo   quinto),   fu  il  primo  a  chiarire  la  distinzione  tra
    temperatura e calore.  Nel 1760,  egli stabilì  che  sostanze  diverse
    aumentavano di temperatura in misura differente quando si forniva loro
    una  data  quantità  di  calore.  Per innalzare di un grado Celsius la
    temperatura di 1 grammo di ferro occorre il triplo di calore  che  per
    riscaldare di 1 grado 1 grammo di piombo.  Il berillio,  poi, richiede
    il triplo del calore richiesto dal ferro.
    Black dimostrò inoltre che era possibile fornire calore a una sostanza
    senza  farne  innalzare  la  temperatura.   Riscaldando  del  ghiaccio
    fondente,  se  ne affretta la fusione,  ma la temperatura del ghiaccio
    non aumenta: il calore finirà per far sciogliere  tutto  il  ghiaccio,
    ma,  durante il processo, la temperatura del ghiaccio non supererà mai
    lo zero. Analogamente vanno le cose con l'ebollizione dell'acqua a 100
    gradi: se si fornisce ulteriore calore,  si farà evaporare più  acqua,
    senza comunque alterare la temperatura del liquido.
    Lo  sviluppo della macchina a vapore (vedi capitolo nono),  che iniziò
    all'incirca all'epoca degli esperimenti di Black, accrebbe l'interesse
    degli scienziati  per  il  calore  e  la  temperatura,  spingendoli  a
    riflettere  sulla  natura  del  calore,  come già avevano fatto per la
    natura della luce.
    Anche nel caso del calore,  come in quello della luce,  esistevano due
    teorie: l'una riteneva che il calore fosse una sostanza materiale, che
    si  poteva versare o far passare da un corpo a un altro,  e che veniva
    chiamata  "calorico".  Secondo  questa  concezione,  quando  il  legno
    bruciava,  il  calorico in esso contenuto passava nella fiamma,  da lì
    nella pentola posta sul fuoco,  e dalla  pentola  nell'acqua  in  essa
    contenuta. Quando l'acqua era piena di calorico, diventava vapore.
    Quanto alla seconda teoria,  verso la fine del diciottesimo secolo due
    osservazioni famose diedero origine a una ipotesi che  considerava  il
    calore  come  una  forma  di vibrazione: una di queste osservazioni si
    deve al fisico e avventuriero americano Benjamin Thompson, un lealista
    che abbandonò il paese durante la rivoluzione, fu insignito del titolo
    di conte Rumford e poi seguitò a  girare  in  lungo  e  in  largo  per
    l'Europa.  Nel 1798, trovandosi in Baviera a dirigere le operazioni di
    alesatura dei cannoni, egli notò che venivano prodotte grandi quantità
    di calore,  sufficienti a portare 18  libbre  di  acqua  al  punto  di
    ebollizione  in  meno di 3 ore.  Da dove veniva tutto questo calorico?
    Thompson concluse che il calore doveva essere una vibrazione  prodotta
    e   intensificata   dall'attrito  meccanico  dell'utensile  contro  il
    metallo.
    L'anno successivo il chimico  Humphry  Davy  effettuò  un  esperimento
    ancora  più  significativo:  mantenendo due pezzi di ghiaccio sotto la
    temperatura di congelamento, li strofinò l'uno contro l'altro, non con
    le mani ma con un congegno meccanico,  in modo  da  evitare  qualsiasi
    flusso  di  calorico  verso  il ghiaccio: riuscì così a fonderne parte
    mediante il solo attrito.  Anch'egli giunse alla  conclusione  che  il
    calore dovesse essere una vibrazione e non una sostanza materiale.  In
    realtà questo esperimento avrebbe dovuto essere decisivo; ma la teoria
    del calorico,  benché evidentemente sbagliata,  sopravvisse fino  alla
    metà del diciannovesimo secolo.

    Il calore come energia.

    Anche se la natura del calore era scarsamente compresa, gli scienziati
    raggiunsero  qualche importante conoscenza in proposito,  come già era
    successo ai ricercatori che avevano studiato la luce,  i  quali  erano
    riusciti  a  chiarire  alcuni  aspetti  importanti della riflessione e
    della rifrazione della luce  prima  di  aver  compreso  la  natura  di
    quest'ultima.  I  fisici  francesi  Jean Baptiste Joseph Fourier,  nel
    1822, e Nicholas Léonard Sadi Carnot,  nel 1824,  studiarono il flusso
    del  calore  compiendo  notevoli  passi  in avanti.  Carnot viene anzi
    solitamente   considerato   il   fondatore   della    scienza    detta
    "termodinamica"  (dalle  parole  greche che significano «movimento del
    calore»); egli diede solide fondamenta teoriche al funzionamento della
    macchina a vapore.
    A partire dal 1840 i fisici incominciarono a chiedersi in che modo  il
    calore  contenuto  nel vapore potesse convertirsi in lavoro meccanico,
    mettendo in moto uno stantuffo.  Esiste un  limite  alla  quantità  di
    lavoro  che  si può ottenere da una data quantità di calore?  Analoghe
    domande suscitava il processo inverso: come avviene la conversione del
    lavoro in calore?
    Joule dedicò trentacinque anni a convertire varie forme di  lavoro  in
    calore,  facendo con estrema precisione quello che Rumford aveva fatto
    in precedenza, ma in maniera approssimativa.  Joule misurò la quantità
    di  calore  prodotta da una corrente elettrica;  riscaldò l'acqua e il
    mercurio agitandoli con ruote a pale,  o forzando l'acqua a passare in
    tubicini sottili;  riscaldò l'aria comprimendola, e così via. In tutti
    i casi,  calcolò quanto lavoro  meccanico  fosse  stato  compiuto  sul
    sistema  e  quanto calore si fosse ottenuto come risultato,  e stabilì
    che una data quantità di lavoro,  di qualsiasi genere,  produce sempre
    la  stessa  quantità  di  calore.  In  altre  parole,  Joule determinò
    "l'equivalente meccanico della caloria".
    Dato  che  si  poteva  convertire  il  calore  in  lavoro,  si  doveva
    considerare il calore come una forma di "energia" (il termine energia,
    derivato   dal  greco,   significa  proprio  «che  contiene  lavoro»).
    Elettricità, magnetismo,  luce e moto,  possono tutti essere usati per
    compiere  lavoro,  e  sono  quindi  tutti forme di energia.  Il lavoro
    stesso, essendo convertibile in calore, è una forma di energia.
    Queste  idee  mettevano  in  evidenza  qualcosa  che  più  o  meno  si
    sospettava  fin dai tempi di Newton: che l'energia si conserva,  e non
    può essere né creata né distrutta. Così,  un corpo in moto ha "energia
    cinetica",  espressione  introdotta nel 1856 da Lord Kelvin.  Un corpo
    che si muove verso l'alto viene rallentato dalla  gravità,  quindi  la
    sua energia cinetica scompare gradualmente, ma, mentre esso perde tale
    energia cinetica,  guadagna energia di posizione: infatti,  trovandosi
    in alto rispetto alla superficie della terra,  può prima o poi cadere,
    riacquistando energia cinetica.  Nel 1853,  il fisico scozzese William
    John Macquorn Rankine diede a questa energia di posizione il  nome  di
    "energia  potenziale".  Sembrava che la somma dell'energia cinetica di
    un corpo e della sua energia potenziale (la sua  "energia  meccanica")
    rimanesse  costante  durante  il moto;  questa costanza venne chiamata
    "conservazione dell'energia meccanica". Tuttavia,  l'energia meccanica
    non  si  conserva  "perfettamente":  una  parte  va persa per attrito,
    resistenza dell'aria, eccetera.
    La cosa più importante dimostrata dagli esperimenti di  Joule  era  il
    fatto  che  questa conservazione risultava rigorosamente verificata se
    si  teneva  conto  anche  del  calore;   infatti,   quando  va   persa
    dell'energia meccanica per attrito o resistenza dell'aria,  compare al
    suo posto del calore.  Se si tiene conto anche di tale calore,  si può
    dimostrare  in  modo incondizionato che non viene creata energia nuova
    né distrutta energia  esistente.  Il  primo  ad  asserire  chiaramente
    questo  fatto  era stato un fisico tedesco,  Julius Robert Mayer,  nel
    1842;  tuttavia egli  non  si  appoggiava  su  un  sufficiente  lavoro
    sperimentale,  e oltretutto mancava di solide credenziali accademiche.
    (Anche Joule,  che era un  birraio  e  non  aveva  quindi  credenziali
    accademiche,  incontrò  delle difficoltà per far pubblicare il proprio
    lavoro, pur così accurato.)
    Fu solo nel 1847 che una figura accademica  di  sufficiente  prestigio
    espresse questo concetto in modo esplicito. In quell'anno Heinrich von
    Helmholtz   enunciò  il  "principio  di  conservazione  dell'energia":
    ogniqualvolta una certa  quantità  di  energia  sembra  scomparire  da
    qualche  parte,  deve  apparirne  una  quantità equivalente da qualche
    altra parte.  Questo  viene  anche  chiamato  "primo  principio  della
    termodinamica"  e  resta  fra  i fondamenti della fisica moderna,  non
    messo in crisi né dalla  teoria  dei  quanti  né  dalla  teoria  della
    relatività.
    Ora,   benché  qualsiasi  forma  di  lavoro  possa  essere  convertita
    interamente in calore,  l'inverso non è vero.  Quando si  converte  il
    calore in lavoro, parte di esso è inutilizzabile, e va inevitabilmente
    sprecato.  In  una  macchina a vapore in funzione il calore del vapore
    viene convertito in lavoro solo fintantoché la temperatura del  vapore
    scende fino alla temperatura ambiente; dopo di che, nonostante rimanga
    ancora  molto  calore nell'acqua fredda formata dal vapore,  non è più
    possibile convertirlo in lavoro.  Anche nell'intervallo di temperatura
    in cui è possibile ottenere lavoro,  parte del calore non si trasforma
    in  lavoro,   ma  viene  speso  per  riscaldare  il  motore  e  l'aria
    circostante,  per  superare l'attrito tra il pistone e il cilindro,  e
    così via.
    In ogni conversione di energia - per esempio,  di energia elettrica in
    energia  luminosa,  o  di energia magnetica in energia di moto - parte
    dell'energia va sprecata; non va perduta - il che sarebbe contrario al
    primo principio - ma viene convertita in calore,  che viene  dissipato
    nell'ambiente.
    La  capacità  di  un  sistema  di  compiere  lavoro  è la sua "energia
    libera".  La frazione dell'energia che va inevitabilmente  persa  come
    calore non utilizzabile trova espressione quantitativa nel concetto di
    "entropia"  -  un termine usato per la prima volta nel 1850 dal fisico
    tedesco Rudolf Julius Emmanuel Clausius.
    Clausius sottolineò il fatto che,  in qualsiasi processo che  implichi
    un  flusso  di  energia,  vi  è  sempre  una  certa perdita;  pertanto
    l'entropia  dell'universo  cresce  in  continuazione.  Questo  aumento
    costante dell'entropia costituisce il contenuto del "secondo principio
    della  termodinamica";  è  a questo proposito che talvolta si parla di
    «morte termica dell'universo».  Fortunatamente la quantità di  energia
    utilizzabile  (fornita  quasi  interamente  dalle  stelle,  che  vanno
    «consumandosi» a un ritmo vertiginoso) è talmente grande che ne  resta
    abbastanza per tutti gli usi ancora per molti miliardi di anni.

    Il calore e il moto molecolare.

    Una  chiara  comprensione  della  natura  del  calore  si  ebbe infine
    allorché si comprese la struttura atomica della materia e ci  si  rese
    conto  che  le molecole che costituiscono un gas sono continuamente in
    moto,  e rimbalzano le une contro le altre nonché contro le pareti del
    recipiente  che le contiene.  Il primo che tentò di spiegare in questi
    termini  le  proprietà  dei  gas  fu  il  matematico  svizzero  Daniel
    Bernoulli,  nel 1738; egli però era troppo in anticipo sui suoi tempi.
    A metà del diciannovesimo secolo Maxwell e  Boltzmann  (vedi  capitolo
    quinto)   elaborarono   adeguatamente   l'aspetto   matematico   della
    questione, gettando le basi della "teoria cinetica dei gas («cinetica»
    deriva dalla parola greca che indica il movimento),  che mostrava come
    il calore fosse equivalente al moto delle molecole. Così la teoria del
    calorico  ricevette  il  colpo  di  grazia.  Si comprese allora che il
    calore era un fenomeno vibrazionale,  consistente nel movimento  delle
    molecole  nei gas e nei liquidi,  o nell'oscillazione incessante delle
    molecole nei solidi.
    Quando si riscalda un solido in misura tale che  l'oscillazione  delle
    molecole  acquista  l'energia  necessaria  per  spezzare  i legami che
    tengono unite le molecole contigue,  il  solido  fonde  e  diventa  un
    liquido.  Più  è  forte  il legame tra molecole contigue in un solido,
    maggiore è la quantità di calore che occorre  per  farle  vibrare  con
    violenza sufficiente a spezzare tale legame;  e più alta è pertanto la
    temperatura di fusione della sostanza.
    Nello stato liquido le molecole  possono  muoversi  liberamente  l'una
    rispetto all'altra.  Se si riscalda un liquido,  i moti delle molecole
    finiscono per avere energia sufficiente a liberarle  completamente,  e
    il liquido bolle. Anche qui, il punto di ebollizione è più alto quando
    le forze intermolecolari sono più intense.
    Quando  si  converte un solido in un liquido,  tutta l'energia termica
    viene usata per spezzare i legami intermolecolari: è per questo che il
    calore assorbito  per  fondere  il  ghiaccio  non  fa  salire  la  sua
    temperatura. Lo stesso accade quando si bolle un liquido.
    Ora  possiamo  distinguere  facilmente  tra  calore e temperatura.  Il
    calore è l'energia totale contenuta nei moti molecolari  di  una  data
    quantità  di  materia.  La  temperatura rappresenta l'energia cinetica
    media per molecola di una data sostanza. Così, due litri di acqua a 60
    gradi C contengono il doppio di calore  di  un  litro  di  acqua  alla
    stessa  temperatura  (poiché  vi  è  un  numero  doppio di molecole in
    agitazione),  ma la temperatura è uguale  nei  due  volumi  di  acqua,
    perché  l'energia  media del moto molecolare è la stessa in entrambi i
    casi.
    Vi è dell'energia nella struttura stessa  di  un  composto  chimico  -
    cioè, nelle forze di legame che vincolano un atomo o una molecola agli
    atomi  o  alle molecole vicini.  Se si rompono questi legami creandone
    dei nuovi che richiedono minor energia,  l'energia in eccesso farà  la
    sua comparsa sotto forma di calore o di luce,  o di entrambi. Talvolta
    l'energia  viene  liberata   così   velocemente   da   dar   luogo   a
    un'esplosione.
    E'  possibile  calcolare  l'energia chimica contenuta in una qualsiasi
    sostanza e  prevedere  quale  quantità  di  calore  sarà  liberata  in
    qualsiasi reazione; per esempio, la combustione del carbone implica la
    rottura  dei legami tra gli atomi di carbonio del carbone stesso e dei
    legami tra gli atomi delle molecole di ossigeno,  con cui si ricombina
    il  carbonio.  Ora,  l'energia  di legame del nuovo composto (anidride
    carbonica) è  inferiore  all'energia  dei  legami  delle  sostanze  di
    partenza: questa differenza,  che può essere misurata,  viene liberata
    sotto forma di calore e di luce.
    Nel 1876,  il fisico americano Josiah Willard Gibbs elaborò la  teoria
    della  "termodinamica  chimica",  e  lo  fece  così esaurientemente da
    portare in un sol colpo alla completa  maturità  questa  branca  della
    scienza che praticamente non esisteva.
    La lunga memoria in cui Gibbs esponeva le proprie idee era molto al di
    sopra del livello di comprensione degli altri studiosi americani, e fu
    pubblicata  solo  dopo considerevoli esitazioni nelle "Transactions of
    the Connecticut Academy of Arts and Sciences".  Anche in  seguito,  le
    sue serrate argomentazioni matematiche e lo stesso carattere riservato
    di  Gibbs  contribuirono  a  far  restare  pressoché ignorata tutta la
    materia,  fino a quando,  nel 1883,  Ostwald ne  venne  a  conoscenza,
    tradusse la memoria in tedesco e proclamò al mondo intero l'importanza
    dell'opera di Gibbs.
    Un  esempio di tale importanza è dato dalle equazioni che esprimono le
    regole semplici, ma rigorose,  che governano l'equilibrio tra sostanze
    diverse  che  si trovano presenti in più di una fase (per esempio,  in
    soluzione e sotto forma solida, oppure come due liquidi immiscibili in
    presenza di un vapore, e così via). La "regola delle fasi" è di vitale
    importanza per la metallurgia e per molti altri rami della chimica.

    MASSA ED ENERGIA.
    Con la scoperta della radioattività,  avvenuta nel 1896 (vedi capitolo
    sesto),  era  sorto un nuovo problema riguardante l'energia.  Uranio e
    torio, due sostanze radioattive,  emettevano particelle aventi energie
    sorprendentemente  alte.  Inoltre,  Marie  Curie aveva scoperto che il
    radio emetteva in continuazione quantità notevoli di calore: un grammo
    di radio emetteva più di 100 calorie all'ora, e seguitava ad emetterle
    ora dopo ora,  settimana dopo settimana,  decennio dopo  decennio.  La
    reazione  chimica  più energetica nota non era in grado di produrre un
    milionesimo dell'energia liberata dal radio.  Ci si trovava  forse  di
    fronte a una violazione del principio di conservazione dell'energia?
    Non meno sorprendente era il fatto che questa produzione di energia, a
    differenza  di  quanto  accade nelle reazioni chimiche,  non dipendeva
    dalla temperatura,  ma procedeva  alle  temperature  più  basse,  come
    quella  dell'idrogeno  liquido,   esattamente  come  alle  temperature
    ordinarie.
    Era chiaro che qui entrava in gioco  una  forma  del  tutto  nuova  di
    energia,  completamente  diversa  da quella chimica.  Fortunatamente i
    fisici non dovettero aspettare molto per  la  soluzione  del  mistero.
    Ancora  una  volta  essa  fu fornita da Einstein,  con la teoria della
    relatività ristretta, nella quale si mostrava in forma matematica come
    la massa possa essere considerata una forma di  energia  -  una  forma
    molto  concentrata:  infatti,   una  piccola  quantità  di  massa  può
    convertirsi in una quantità immensa di energia.
    L'equazione di Einstein che mette in  relazione  massa  ed  energia  è
    ormai una delle più famose in assoluto. Eccola:

    e = m c al quadrato

    Qui  "e" rappresenta l'energia (in "erg"),  "m" la massa (in grammi) e
    "c" la velocità della luce (in  centimetri  al  secondo).  Si  possono
    usare  anche  altre  unità  di  misura senza mutare sostanzialmente il
    risultato.
    Dato che la velocità della luce è di  30  miliardi  di  centimetri  al
    secondo, il valore di c al quadrato è pari a 900 miliardi di miliardi,
    o,  in  altri termini,  la conversione di 1 grammo di massa in energia
    produce 900 miliardi  di  miliardi  di  erg.  L'"erg"  è  una  piccola
    quantità di energia,  difficilmente rapportabile alle esperienze della
    vita quotidiana,  ma possiamo farci un'idea di cosa significhi  questo
    numero pensando che l'energia di 1 grammo di massa sarebbe sufficiente
    per  alimentare  una  lampadina  elettrica da 1000 watt per 2850 anni.
    Detto in altri termini, la completa conversione in energia di 1 grammo
    di massa equivarrebbe alla combustione di  quasi  2000  tonnellate  di
    benzina.
    L'equazione  di  Einstein  distruggeva  una  delle  «sacre»  leggi  di
    conservazione.  La legge di conservazione  della  massa  di  Lavoisier
    aveva stabilito che la materia non si può né creare né distruggere. In
    realtà,  in  ogni  reazione  chimica  che libera energia,  una piccola
    quantità di massa si trasforma in energia: se si potessero pesare  con
    estrema  precisione  i  prodotti della reazione,  si troverebbe che il
    loro peso non è esattamente uguale a quello della materia di partenza.
    Ma la perdita di massa nelle ordinarie reazioni  chimiche  è  talmente
    piccola   che   nessuna   tecnica   a  disposizione  dei  chimici  del
    diciannovesimo secolo avrebbe mai potuto rivelarla.  A  questo  punto,
    invece,  i  fisici  si  trovavano  di  fronte  a un fenomeno del tutto
    diverso: la reazione nucleare che produce la radioattività, anziché la
    reazione chimica di combustione  del  carbone.  Le  reazioni  nucleari
    liberano tanta energia che è possibile misurare il difetto di massa.
    Postulando  la convertibilità reciproca di massa ed energia,  Einstein
    fuse in un'unica legge le  due  precedenti,  quella  di  conservazione
    della  massa  e  quella  di  conservazione dell'energia,  ottenendo la
    "legge di conservazione della massa-energia". Il primo principio della
    termodinamica,  ben lungi dall'essere stato scosso,  aveva conquistato
    una posizione ancora più inattaccabile.
    La    conversione    della   massa   in   energia   venne   confermata
    sperimentalmente da Aston con lo spettrografo  di  massa,  che  poteva
    misurare  la  massa  dei  nuclei atomici con grande precisione in base
    alla loro deflessione per effetto di un  campo  magnetico.  Nel  1925,
    Aston  fece  uso  di  uno  strumento  ulteriormente  perfezionato  per
    mostrare che le masse dei vari nuclei non  sono  esattamente  multiple
    delle masse dei neutroni e dei protoni che li compongono.
    Soffermiamoci per un momento sulle masse di questi neutroni e protoni.
    Per un secolo,  le masse degli atomi e delle particelle subatomiche in
    generale erano  state  misurate  ponendo,  per  convenzione,  il  peso
    atomico  dell'ossigeno  uguale  esattamente  a 16,00000 (vedi capitolo
    sesto). Nel 1929,  però,  Giauque dimostrò che l'ossigeno è costituito
    da tre isotopi ossigeno 16,  ossigeno 17 e ossigeno 18 - e che il peso
    atomico dell'ossigeno è la media ponderata  dei  numeri  di  massa  di
    questi tre isotopi.
    Certamente,  l'ossigeno 16 è di gran lunga il più comune dei tre, dato
    che costituisce il 99,759 per cento di tutti gli  atomi  di  ossigeno.
    Così,  se  il  peso  atomico  complessivo  dell'ossigeno  è  16,00000,
    l'isotopo ossigeno 16 ha un numero di massa che è "quasi" uguale a 16.
    (Sono le masse delle piccole quantità di ossigeno 17 e ossigeno  18  a
    portare  a  16 tale valore.) I chimici,  per una generazione dopo tale
    scoperta,  non trovarono niente di inquietante in questo  fatto,  anzi
    mantennero  il vecchio valore di riferimento per quelli che furono poi
    chiamati i "pesi atomici chimici".
    Ma i fisici reagirono in modo diverso. Essi preferirono porre la massa
    dell'isotopo ossigeno 16 esattamente pari a 16,00000 e determinare  su
    tale  base  tutte  le  altre  masse,  stabilendo  così i "pesi atomici
    fisici".  Ponendo l'ossigeno 16 pari a 16  unità  di  massa,  il  peso
    atomico  dell'ossigeno  naturale,  con  le  sue  tracce di isotopi più
    pesanti, diventa 16,0044. In generale,  i pesi atomici fisici di tutti
    gli  elementi  sono  superiori dello 0,027 per cento ai corrispondenti
    pesi atomici chimici.
    Nel 1961, i fisici e i chimici raggiunsero un compromesso,  stabilendo
    per  convenzione  di  determinare  i  pesi  atomici  ponendo  la massa
    dell'isotopo carbonio 12 pari a 12,00000; in tal modo la base dei pesi
    atomici era un numero di massa caratteristico,  ed essi erano  fondati
    nel  modo  più  solido possibile.  In più,  questa base rendeva i pesi
    atomici quasi esattamente uguali a quelli del vecchio  sistema.  Così,
    ponendo  il  carbonio  12  pari  a 12 unità di massa,  il peso atomico
    dell'ossigeno diventava 15,9994.
    Bene,  cominciamo allora dall'atomo del carbonio 12,  con la sua massa
    uguale  a 12,00000: il suo nucleo contiene 6 protoni e 6 neutroni.  Da
    misurazioni fatte con lo spettrografo di massa risulta evidente che la
    massa del protone (nel sistema basato sul carbonio 12)  è  1,007825  e
    quella del neutrone 1,008665.  Sei protoni,  quindi,  dovrebbero avere
    massa 6,046950 e sei neutroni 6,051990;  insieme,  i  dodici  nucleoni
    dovrebbero avere una massa pari a 12,098940.  Ma la massa del carbonio
    12 è 12,00000. Cosa è accaduto del mancante 0,098940?
    Questa massa che scompare è il "difetto di massa". Il difetto di massa
    diviso per il numero di massa dà il difetto di massa per  nucleone,  o
    "frazione di impacchettamento". La massa non è realmente scomparsa, ma
    si  è  convertita  in  energia,  secondo  l'equazione di Einstein;  il
    difetto di massa rappresenta quindi anche  l'"energia  di  legame  del
    nucleo". Per scindere un nucleo nei singoli protoni e neutroni occorre
    una quantità di energia uguale all'energia di legame, dato che si deve
    formare una quantità di massa equivalente a tale energia.
    Aston  determinò  la  frazione  di  impacchettamento di molti nuclei e
    trovò   che   essa   aumentava   piuttosto   rapidamente    procedendo
    dall'idrogeno   fino   agli   elementi   vicini  al  ferro,   per  poi
    ridiscendere,   piuttosto  lentamente,   per  il  resto  della  tavola
    periodica.  In  altri termini,  l'energia di legame per nucleone è più
    elevata per gli elementi centrali della tavola periodica. Pertanto, la
    conversione di un elemento situato a uno degli estremi della tavola in
    un altro elemento più vicino al suo centro doveva liberare energia.
    Esaminiamo l'esempio dell'uranio 238.  Questo nucleo decade attraverso
    una serie di disintegrazioni fino a diventare piombo 206. Durante tale
    processo  emette otto particelle alfa.  (Emette anche particelle beta,
    ma queste sono talmente leggere che si  possono  trascurare.)  Ora  la
    massa  del  piombo  206 è 205,9745 e quella delle otto particelle alfa
    ammonta complessivamente a 32,0208;  insieme tutti  i  prodotti  della
    disintegrazione  hanno  una  massa  pari  a  237,9953.   Ma  la  massa
    dell'uranio 238,  da cui provengono,  è  238,0506.  La  differenza,  o
    perdita  di  massa,  è  0,0553.  Tale perdita di massa è sufficiente a
    spiegare l'energia liberata nei successivi decadimenti dell'uranio.
    Quando l'uranio si  disintegra  dando  origine  ad  atomi  ancora  più
    piccoli, come accade nella fissione, viene liberata molta più energia.
    E  quando  l'idrogeno  viene  convertito  in  elio,  come accade nelle
    stelle,  vi è la perdita di una frazione della massa ancora superiore,
    e, in corrispondenza, uno sviluppo di energia più abbondante.
    I fisici cominciarono a concepire l'equivalenza massa-energia come una
    sorta di partita doppia molto rigorosa.  Per esempio,  quando nel 1934
    fu scoperto il positrone,  la  sua  annichilazione  con  un  elettrone
    produsse  una  coppia  di raggi gamma,  la cui energia era esattamente
    uguale alla massa delle due particelle. Inoltre, come mostrò per primo
    Blackett,  si poteva creare  della  massa  partendo  da  una  quantità
    adeguata di energia.  Un raggio gamma di energia appropriata, in certe
    circostanze,  spariva  originando  una  "coppia  elettrone-positrone".
    Quantità  maggiori  di  energia,  fornite  dalle  particelle dei raggi
    cosmici o da quelle accelerate  dai  protosincrotroni  (vedi  capitolo
    settimo),  potevano  effettuare  la  creazione  di particelle di massa
    maggiore, come mesoni e antiprotoni.
    Non desta quindi meraviglia il fatto che  i  fisici,  non  tornando  i
    conti della partita doppia, come nel caso dell'emissione di particelle
    beta aventi energia inferiore a quella prevista,  abbiano inventato il
    neutrino  per  far  quadrare  i  conti,   piuttosto   che   modificare
    l'equazione di Einstein (vedi capitolo settimo).
    Un'ulteriore  dimostrazione  (se  ce  ne  fosse  stato  bisogno) della
    conversione della  massa  in  energia  la  diedero  in  modo  più  che
    convincente le bombe nucleari.

    ONDE E PARTICELLE.
    Negli  anni  venti  il  dualismo regnava sovrano nella fisica.  Planck
    aveva dimostrato che la radiazione ha un aspetto corpuscolare oltre  a
    quello ondulatorio. Einstein aveva a sua volta dimostrato che massa ed
    energia  sono  come  due  facce della stessa medaglia,  e che spazio e
    tempo sono inseparabili.  I fisici cominciarono ad andare in cerca  di
    altri dualismi.
    Nel  1923,  il  fisico  francese  Louis  Victor  de  Broglie  riuscì a
    dimostrare che,  proprio come la radiazione presentava caratteristiche
    corpuscolari, così le particelle materiali, per esempio gli elettroni,
    potevano  presentare  caratteristiche  ondulatorie.  Le onde associate
    alle  particelle,  secondo  le  sue  previsioni,  dovevano  avere  una
    lunghezza  d'onda  inversamente  proporzionale al prodotto della massa
    per la velocità (cioè alla "quantità di moto")  della  particella.  La
    lunghezza  d'onda  associata agli elettroni di modesta velocità doveva
    trovarsi, secondo i calcoli di de Broglie, nella regione dei raggi X.
    Nel 1927, anche questa sorprendente previsione trovò conferma. Clinton
    Joseph  Davisson  e  Lester  Halbert   Germer   dei   Bell   Telephone
    Laboratories  erano  impegnati  a  bombardare del nichel metallico con
    elettroni;  in conseguenza di un incidente sperimentale che aveva reso
    necessario  riscaldare il nichel molto a lungo,  il metallo si trovava
    sotto forma di grandi cristalli,  che erano l'ideale per  studiare  la
    diffrazione,  poiché la distanza tra gli atomi di un cristallo e dello
    stesso ordine di grandezza delle  cortissime  lunghezze  d'onda  degli
    elettroni.  Infatti gli elettroni, attraversando questi cristalli, non
    si comportarono come particelle, ma come onde.  La pellicola collocata
    dietro  al  nichel presentava delle figure d'interferenza,  cioè delle
    frange alternate chiare e scure,  proprio come se ad  attraversare  il
    nichel fossero stati dei raggi X e non degli elettroni.
    Le  figure  d'interferenza erano state proprio il mezzo usato da Young
    più di un secolo prima per  dimostrare  la  natura  ondulatoria  della
    luce;  ora  dimostravano la natura ondulatoria degli elettroni.  Dalle
    misurazioni delle frange  d'interferenza  fu  possibile  calcolare  la
    lunghezza  d'onda  associata all'elettrone,  che risultò pari a 1,65 Å
    (unità angstrom),  quasi esattamente quella che avrebbe dovuto  essere
    secondo i calcoli di de Broglie.
    Nello  stesso  anno,  anche  il  fisico  inglese George Paget Thomson,
    lavorando indipendentemente e usando metodi diversi,  dimostrò che gli
    elettroni hanno proprietà ondulatorie.
    De  Broglie  ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1929,  mentre
    Davisson e Thomson condivisero quello del 1937.

    Microscopia elettronica.

    Questa scoperta totalmente inattesa di un nuovo tipo  di  dualismo  fu
    quasi  subito  utilizzata nell'ambito della microscopia.  I microscopi
    ottici ordinari,  come ho già ricordato,  cessano di essere utili a un
    dato  punto,  perché esiste un limite alle dimensioni degli oggetti di
    cui le onde luminose possono dare un'immagine nettamente definita. Via
    via che gli oggetti  sono  più  piccoli,  si  ottengono  immagini  più
    confuse,  perché  le onde luminose riescono ad aggirarli - un fenomeno
    segnalato per la prima volta dal fisico tedesco Ernst  Karl  Abbe  nel
    1878.  Il  rimedio  consiste  naturalmente  nel  cercare di utilizzare
    lunghezze d'onda minori,  capaci di dare una buona  risoluzione  anche
    con oggetti più piccoli.  I normali microscopi ottici sono in grado di
    distinguere due punti distanti 1  su  5000  di  millimetro,  mentre  i
    microscopi  a  luce  ultravioletta  possono arrivare a risolvere punti
    distanti 1 su 10 mila di millimetro.  I raggi  X  darebbero  risultati
    ancora  migliori,  ma  per  essi  non  esistono  lenti.  E'  possibile
    risolvere questo problema,  tuttavia,  usando le onde  associate  agli
    elettroni,  che hanno all'incirca la stessa lunghezza d'onda dei raggi
    X, ma sono più facili da maneggiare.  Soprattutto,  un campo magnetico
    può  deflettere  i raggi elettronici,  perché le onde sono associate a
    una particella carica.
    Esattamente come l'occhio  può  vedere  l'immagine  ingrandita  di  un
    oggetto  se si fanno passare i raggi luminosi attraverso lenti adatte,
    così una lastra fotografica può registrare un'immagine  ingrandita  di
    un  oggetto,  se  le  onde  associate  agli elettroni vengono trattate
    appropriatamente con dei campi magnetici.  Dato poi che  le  lunghezze
    d'onda  associate  agli elettroni sono assai più corte di quelle della
    luce ordinaria, la risoluzione che si può ottenere con un "microscopio
    elettronico" a  elevato  ingrandimento  è  molto  superiore  a  quella
    ottenibile con un microscopio ordinario.
    Un  rudimentale microscopio elettronico,  capace di 400 ingrandimenti,
    venne realizzato in Germania nel 1932 da Ernst Ruska e Max  Knoll,  ma
    il  primo  strumento utilizzabile fu costruito nel 1937 all'Università
    di Toronto da James Hillier e Albert F.  Prebus.  Il loro  apparecchio
    poteva ingrandire un oggetto 7000 volte,  mentre i migliori microscopi
    ottici superano i 2000 ingrandimenti circa.  Nel  1939,  i  microscopi
    elettronici   erano  ormai  in  commercio;   infine  Hillier  e  altri
    svilupparono microscopi elettronici capaci  di  ingrandire  fino  a  2
    milioni di volte.
    Mentre  un  microscopio  elettronico ordinario focalizza gli elettroni
    sul bersaglio facendoglieli passare attraverso,  in un altro  tipo  di
    microscopio il fascio di elettroni si limita a sfiorare rapidamente il
    bersaglio,  eseguendone  la  scansione  un  po'  come  fa  il pennello
    elettronico nel cinescopio di un apparecchio  televisivo.  L'idea  del
    "microscopio elettronico a scansione" era già stata suggerita nel 1938
    da Knoll, ma la sua realizzazione pratica avvenne solo attorno al 1970
    ad opera del fisico angloamericano Albert Victor Crewe. Il microscopio
    elettronico   a  scansione  danneggia  meno  l'oggetto  da  esaminare,
    conferisce agli oggetti un maggiore rilievo tridimensionale,  fornendo
    quindi  più  informazioni,  e  può  perfino  mostrare  la posizione di
    singoli atomi di grandi dimensioni.

    Gli elettroni come onde.

    Non dovrebbe sorprendere il  fatto  che  il  dualismo  onda-particella
    valga anche inversamente, cioè che fenomeni solitamente considerati di
    natura  ondulatoria  possano  presentare anche proprietà tipiche delle
    particelle.  Già Planck ed Einstein avevano mostrato che la radiazione
    è fatta di quanti,  i quali sono, in un certo senso, delle particelle.
    Nel 1923, Compton,  il fisico che aveva dimostrato che i raggi cosmici
    sono  costituiti  da particelle (vedi capitolo settimo),  mostrò che i
    quanti di radiazione  presentavano  alcune  concrete  proprietà  delle
    particelle.  Egli  infatti  verificò  che  i  raggi X,  quando vengono
    diffusi dalla materia,  perdono energia,  aumentando la loro lunghezza
    d'onda.  Questo  effetto  è  appunto  quanto  c'è da aspettarsi da una
    «particella» di radiazione che urti  una  particella  di  materia:  la
    particella materiale viene spinta in avanti e acquista energia, mentre
    il  raggio  X  cambia direzione e perde energia.  E' questo l'"effetto
    Compton",  che contribuì a stabilire l'esistenza  del  dualismo  onda-
    particella.
    L'esistenza  di  onde  associate  alla  materia ebbe anche conseguenze
    teoriche importanti, aiutando a sciogliere alcuni enigmi relativi alla
    struttura dell'atomo.
    Nel 1913,  Niels Bohr aveva descritto l'atomo di idrogeno,  alla  luce
    della  nuova  teoria  dei  quanti,  come formato da un nucleo centrale
    intorno a cui un elettrone poteva girare in una  qualsiasi  fra  molte
    orbite.  Queste orbite si trovano in posizioni fisse;  se un elettrone
    scende da un'orbita più esterna su una  più  interna,  perde  energia,
    emettendola sotto forma di un quanto di lunghezza d'onda definita. Per
    passare  da  un'orbita  più  interna  a una più esterna,  un elettrone
    dovrebbe assorbire un quanto,  che  abbia  però  energia  e  lunghezza
    d'onda  definite,  cioè  proprio quelle capaci di farlo spostare nella
    misura voluta.  Per questo l'idrogeno può assorbire  o  emettere  solo
    radiazione   di   certe   lunghezze   d'onda   e   il  suo  spettro  è
    contraddistinto da righe caratteristiche. Il modello proposto da Bohr,
    che nel decennio successivo era stato reso gradualmente più complesso,
    soprattutto ad  opera  del  fisico  tedesco  Arnold  Johannes  Wilhelm
    Sommerfeld,  che aveva introdotto anche orbite ellittiche,  riusciva a
    spiegare assai  bene  molti  fatti  relativi  agli  spettri  dei  vari
    elementi.  Per  la  sua  teoria  Bohr ricevette il premio Nobel per la
    fisica nel 1922.  I fisici tedeschi James Franck e Gustav Ludwig Hertz
    (quest'ultimo  un  nipote  di  Heinrich  Hertz),  i  cui  studi  sulle
    collisioni tra atomi e elettroni avevano fornito una base sperimentale
    alla teoria di Bohr,  condivisero il premio Nobel per  la  fisica  del
    1925.
    Bohr  non  era  però  in  grado  di spiegare perché le orbite avessero
    proprio quelle determinate posizioni obbligate.  Egli non aveva  fatto
    altro  che  scegliere  le  orbite  che davano i risultati corretti per
    quanto riguardava l'assorbimento e  l'emissione,  cioè  che  portavano
    alle lunghezze d'onda effettivamente osservate.
    Nel 1926,  il fisico tedesco Erwin Schrödinger decise di riconsiderare
    la struttura dell'atomo alla luce della teoria  di  de  Broglie  sulla
    natura  ondulatoria  delle  particelle.  Considerando l'elettrone come
    un'onda,  arrivò alla conclusione che l'elettrone non gira intorno  al
    nucleo  come  un pianeta gira intorno al sole,  ma costituisce un'onda
    che si incurva tutto intorno al nucleo,  in modo da essere,  per  così
    dire,  allo  stesso  tempo  in  tutte  le  parti della propria orbita.
    Risultò che, in base alla lunghezza d'onda prevista per l'elettrone da
    de Broglie,  nelle orbite indicate  da  Bohr  entrava  esattamente  un
    numero  intero  di  onde elettroniche.  Su orbite diverse da quelle di
    Bohr le onde non  sarebbero  state  un  numero  intero  di  volte,  ma
    sarebbero  risultate  "sfasate";  pertanto  tali  orbite non avrebbero
    potuto essere stabili.
    Schrödinger elaborò una  descrizione  matematica  dell'atomo,  che  fu
    chiamata  "meccanica  ondulatoria" o "meccanica quantistica";  essa si
    dimostrò un modo di concepire l'atomo più soddisfacente di quanto  non
    fosse  il  sistema di Bohr.  Schrödinger condivise il premio Nobel del
    1933 con Dirac,  l'ideatore della teoria  delle  antiparticelle  (vedi
    capitolo  settimo),  che  aveva anch'egli contribuito allo sviluppo di
    questa nuova descrizione dell'atomo.  Il fisico tedesco Max Born,  che
    diede  ulteriori  contributi  allo sviluppo matematico della meccanica
    quantistica,  ricevette (insieme ad altri)  il  premio  Nobel  per  la
    fisica nel 1954.

    Il principio di indeterminazione.

    Nel  frattempo  l'elettrone  era  diventato una «particella» piuttosto
    indefinita - e le cose in seguito non fecero  che  peggiorare.  Werner
    Heisenberg,  in Germania, sollevò un problema profondo, che proiettava
    le   particelle,   anzi   la   stessa   fisica,    quasi   nel   regno
    dell'inconoscibile.
    Heisenberg   aveva   proposto  un  suo  modello  dell'atomo,   in  cui
    abbandonava ogni tentativo di descriverlo come composto di  particelle
    o  di  onde.  Egli  era  giunto alla conclusione che ogni tentativo di
    tracciare un'analogia tra la struttura  atomica  e  la  struttura  del
    mondo  che  ci circonda fosse destinato a fallire;  invece descrisse i
    livelli di energia,  o orbite degli elettroni,  in  termini  puramente
    numerici,  rinunciando a qualsiasi immagine intuitiva. Poiché a questo
    scopo era ricorso a uno strumento matematico  chiamato  "matrice",  la
    sua teoria venne chiamata "meccanica delle matrici".
    Heisenberg ricevette il premio Nobel per la fisica nel 1932 per i suoi
    contributi  alla  meccanica  quantistica,  ma  la  sua meccanica delle
    matrici  ebbe  meno  diffusione  presso  i  fisici   della   meccanica
    ondulatoria  di Schrödinger,  perché quest'ultima sembrava altrettanto
    utile quanto le astrazioni di Heisenberg,  e perfino per  i  fisici  è
    difficile  abbandonare  il tentativo di descrivere con immagini ciò di
    cui stanno parlando.
    Nel 1944 sembrò che i fisici avessero fatto la scelta  giusta,  perché
    il  matematico  americano di origine ungherese John von Neumann espose
    degli argomenti che  sembravano  dimostrare  che  la  meccanica  delle
    matrici e la meccanica ondulatoria sono equivalenti dal punto di vista
    matematico:   qualsiasi   cosa  sia  dimostrata  dall'una  può  essere
    dimostrata anche dall'altra.  Allora perché non scegliere la  versione
    meno astratta?
    Dopo  aver  introdotto  la  meccanica delle matrici (facciamo un salto
    indietro nel tempo),  Heisenberg passò a considerare  il  problema  di
    descrivere  la  posizione  di una particella.  Come si può determinare
    dove si trova una particella? La risposta ovvia è: guardandola.  Bene,
    immaginiamo  un  microscopio  che  renda  visibile  un  elettrone: per
    vederlo, dobbiamo inviare su di esso un raggio luminoso,  o un qualche
    tipo appropriato di radiazione; ma un elettrone è talmente piccolo che
    un  singolo  fotone che lo colpisse lo farebbe spostare,  cambiando la
    sua posizione.  Nell'atto stesso di misurare  la  sua  posizione,  noi
    l'avremmo cambiata.
    Si  tratta  di  un  fenomeno  che  avviene anche nella vita ordinaria.
    Quando misuriamo la pressione  di  un  pneumatico  con  un  manometro,
    facciamo  uscire  un po' d'aria,  modificando leggermente la pressione
    nell'atto stesso in cui la misuriamo. Analogamente,  quando poniamo un
    termometro  in  una  vasca  da  bagno  di acqua calda per misurarne la
    temperatura, esso assorbe del calore e pertanto modifica,  sia pure di
    poco,  la temperatura.  Uno strumento che misura la corrente elettrica
    sottrae un po' di corrente per spostare  l'indice  sul  quadrante.  Lo
    stesso accade in qualsiasi misurazione che facciamo.
    Tuttavia,  in tutte le misure ordinarie, l'alterazione prodotta in ciò
    che stiamo misurando è  così  piccola  che  possiamo  trascurarla.  Ma
    quando  vogliamo  osservare  un  elettrone,  la situazione è del tutto
    diversa.  Ora il nostro strumento di misura ha dimensioni come  minimo
    uguali  a  quelle  dell'oggetto  che  stiamo  misurando;  non  esiste,
    infatti,  un'entità utilizzabile per la misura  che  sia  più  piccola
    dell'elettrone.   Di   conseguenza,   la   nostra   misurazione   deve
    inevitabilmente avere sull'oggetto misurato un effetto che non  è  più
    trascurabile,  ma  anzi  è  decisivo.  Potremmo  fermare  l'elettrone,
    determinandone così la posizione in un  dato  istante;  in  tal  caso,
    però,  non  potremmo  conoscere  il  suo moto,  ossia la sua velocità.
    Oppure,  potremmo misurare la velocità,  ma allora non saremmo più  in
    grado di stabilire la posizione dell'elettrone in un momento dato.
    Heisenberg  dimostrò  che  non  è  possibile  trovare  un  metodo  per
    determinare rigorosamente la posizione di  una  particella  subatomica
    senza  che  resti una totale incertezza sul suo moto.  Reciprocamente,
    non è possibile determinare con precisione il moto di  una  particella
    senza che resti una notevole incertezza sulla sua posizione. Calcolare
    entrambe esattamente, nello stesso istante, è impossibile.
    Se  Heisenberg  aveva  ragione,  allora  anche  allo zero assoluto non
    poteva esserci assenza totale di energia.  Se  l'energia  scendesse  a
    zero   e   le  particelle  restassero  completamente  prive  di  moto,
    resterebbe da determinare solo la  posizione,  dato  che  la  velocità
    potrebbe  essere  considerata  pari a zero.  E' quindi prevedibile che
    debba  sussistere  una  "energia  di  punto  zero",  che  mantenga  le
    particelle  in  moto  e,  per  così dire,  «incerte»,  anche allo zero
    assoluto.  E' questa ineliminabile energia di punto zero  a  mantenere
    liquido l'elio anche allo zero assoluto (vedi capitolo sesto).
    Nel 1930,  Einstein dimostrò che il principio di indeterminazione, che
    stabiliva l'impossibilità  di  ridurre  l'incertezza  della  posizione
    senza  aumentare  quella  della  quantità  di  moto,  implicava  anche
    l'impossibilità di  ridurre  l'incertezza  nella  misura  dell'energia
    senza  aumentare  l'incertezza  circa  l'istante  in  cui  avviene  la
    misurazione. Einstein pensava di poter usare questa idea come una leva
    per confutare il principio di indeterminazione,  ma Bohr dimostrò  che
    il tentativo di Einstein era sbagliato.
    In  realtà  la  versione  del  principio  di  indeterminazione data da
    Einstein si dimostrò molto utile,  perché significava che nei processi
    subatomici  la  legge di conservazione dell'energia può essere violata
    per tempi brevissimi, purché il bilancio energetico venga riportato in
    pareggio alla fine di questi periodi:  quanto  maggiore  è  lo  scarto
    dalla conservazione,  tanto minore è l'intervallo di tempo consentito.
    (Yukawa usò questo concetto per elaborare la  sua  teoria  dei  pioni;
    vedi  capitolo  settimo.) Era anche possibile spiegare alcuni fenomeni
    subatomici, assumendo che, a volte, le particelle vengano prodotte dal
    nulla (sfidando così la legge di conservazione),  ma che esse  cessino
    di  esistere  prima  del  tempo  necessario perché siano rivelate;  si
    tratterebbe  dunque  di  "particelle  virtuali".   La   teoria   delle
    particelle  virtuali  venne elaborata alla fine degli anni quaranta da
    tre persone: i fisici americani Julian Schwinger  e  Richard  Phillips
    Feynman  e  il fisico giapponese Sin-itiro Tomonaga,  ai quali andò il
    premio Nobel per la fisica del 1965.
    Dopo il 1976 è stata avanzata la congettura che l'universo abbia avuto
    inizio sotto forma di una minuscola  particella  virtuale,  di  grande
    massa,  che  avrebbe  subìto  un'espansione  estremamente rapida senza
    scomparire. Secondo questa ipotesi,  l'universo si sarebbe formato dal
    nulla  e  possiamo anche chiederci se non esista un numero infinito di
    universi che si formano (e hanno poi fine) in un  volume  infinito  di
    nulla.
    Il  principio  di indeterminazione ha avuto una profonda influenza sul
    pensiero dei fisici e dei filosofi; esso ha un rapporto diretto con il
    problema filosofico della causalità (cioè con la relazione  tra  causa
    ed effetto). Le sue implicazioni per la scienza, però, non sono quelle
    credute  comunemente.  Capita  spesso  di  leggere che il principio di
    indeterminazione toglie qualsiasi certezza circa la  natura  e  mostra
    che la scienza,  dopo tutto, non sa e non potrà mai sapere cosa accade
    realmente,  che il  sapere  scientifico  è  alla  mercé  dei  capricci
    imprevedibili  di  un  universo  in  cui l'effetto non necessariamente
    segue la causa.  Sia o no valida tale  interpretazione  dal  punto  di
    vista  della  filosofia,  il  principio  di indeterminazione non ha in
    alcun modo mutato l'atteggiamento degli scienziati  verso  la  ricerca
    scientifica.  Anche  se,  per esempio,  il comportamento delle singole
    molecole in un gas non può essere previsto con certezza, ciononostante
    le molecole, in media, obbediscono a certe leggi e si può prevedere il
    loro comportamento su basi statistiche,  esattamente come le compagnie
    di   assicurazioni   possono  calcolare  delle  tabelle  di  mortalità
    affidabili anche se è impossibile  prevedere  quando  morirà  un  dato
    individuo in particolare.
    Anzi,   nella   maggior   parte   delle   osservazioni   scientifiche,
    l'indeterminazione è così piccola in confronto all'ordine di grandezza
    delle misure implicate che la si può trascurare a  tutti  gli  effetti
    pratici.  Si  possono  determinare  simultaneamente tanto la posizione
    quanto la velocità di una stella,  di un  pianeta,  di  una  palla  da
    biliardo,  o anche di un granello di sabbia,  con precisione del tutto
    soddisfacente.
    Quanto all'indeterminazione tra le stesse  particelle  subatomiche,  è
    qualcosa che non ostacola, ma anzi aiuta, i fisici. Essa è stata usata
    per  spiegare  alcuni  aspetti della radioattività e dell'assorbimento
    delle particelle subatomiche da parte  del  nucleo,  come  pure  molti
    altri  eventi subatomici,  più ragionevolmente di quanto sarebbe stato
    possibile senza il principio di indeterminazione.
    Il principio  di  indeterminazione  significa  che  l'universo  è  più
    complesso di quanto non si pensasse, ma non che esso è irrazionale.

    Capitolo 9.
    LA MACCHINA.

    FUOCO E VAPORE.
    Fin  qui  mi  sono occupato quasi esclusivamente della scienza "pura",
    cioè della scienza come spiegazione  dell'universo  che  ci  circonda.
    Durante  tutto  il  corso della storia,  però,  gli esseri umani hanno
    utilizzato le forze della natura per accrescere la propria  sicurezza,
    il  proprio benessere e il proprio piacere.  Dapprima si avvalsero dei
    processi naturali senza comprendere le  leggi  che  li  governano,  ma
    gradualmente  arrivarono a dominarli,  e ciò attraverso l'osservazione
    attenta,  il buon senso e  il  ricorso  al  «metodo  del  tentativo  e
    dell'errore».   Questa  utilizzazione  della  natura  per  fini  umani
    costituisce la "tecnologia", e precede la scienza.
    L'inizio del grande sviluppo della scienza,  tuttavia,  rese possibile
    una  continua accelerazione del progresso della tecnologia.  Nei tempi
    moderni la scienza e la tecnologia sono cresciute talmente intrecciate
    (la scienza facendo  progredire  la  tecnologia  grazie  alla  miglior
    conoscenza delle leggi naturali, e la tecnologia facendo progredire la
    scienza  con  il  mettere a disposizione degli scienziati sempre nuovi
    strumenti e apparecchi), che non è più possibile separarle.

    Tecnologia primitiva.

    Se risaliamo alle origini,  dobbiamo ricordare che,  anche se il primo
    principio della termodinamica dice che l'energia non può essere creata
    dal  nulla,  non  vi  è però alcuna legge che vieti di trasformare una
    forma di  energia  in  un'altra.  Tutta  la  nostra  civiltà  è  stata
    costruita  sull'individuazione  di  nuove  fonti di energia e sul loro
    sfruttamento sempre più  efficiente  e  sofisticato.  In  effetti,  la
    scoperta  che  da sola ha più inciso sulla storia umana è stata quella
    della possibilità di convertire l'energia chimica di un  combustibile,
    come il legno, in calore e luce.
    Fu  forse  mezzo  milione  di  anni  fa  che i nostri antenati ominidi
    «scoprirono» il fuoco; ciò avveniva assai prima che comparisse l'"Homo
    sapiens",  cioè l'uomo moderno.  Certamente anche prima di allora  gli
    ominidi si erano imbattuti in incendi di boscaglie e foreste appiccati
    dai fulmini,  e probabilmente si erano dati alla fuga.  Ma la scoperta
    delle virtù del fuoco venne solo quando la curiosità divenne più forte
    della paura.
    Deve esserci stato un momento in cui un essere primitivo -  forse  una
    donna,  o  più  probabilmente  un bambino - fu attratto dai residui in
    lenta combustione di uno di questi incendi  e  cominciò  a  divertirsi
    giocando  con  le  braci,   alimentandole  con  qualche  ramoscello  e
    osservando i guizzi delle fiamme.  Senza dubbio  qualche  adulto  sarà
    intervenuto a por fine al gioco pericoloso, finché un giorno qualcuno,
    dotato di maggior immaginazione,  deve aver compreso quali vantaggi si
    potevano avere domando il fuoco e trasformando un gioco  infantile  in
    un'attività utile agli adulti.  La fiamma poteva illuminare l'oscurità
    e riscaldare.  Poteva tener lontani i predatori;  infine qualcuno deve
    aver  scoperto  che  il  suo  calore  rendeva  più tenero il cibo e ne
    migliorava il sapore.  (Il calore,  inoltre,  uccide  i  microbi  e  i
    parassiti  presenti  nel cibo,  cosa che però rimase certamente ignota
    all'uomo preistorico.)
    Per centinaia di migliaia di anni,  gli esseri  umani,  per  usare  il
    fuoco,  furono costretti a tenerlo acceso permanentemente.  Se esso si
    spegneva accidentalmente (qualcosa di simile ai  blackout  dei  nostri
    tempi), si era costretti a recarsi da un'altra tribù per procurarselo,
    o ad attendere che un fulmine incendiasse la foresta. E' stato solo in
    tempi  relativamente  recenti  che  gli esseri umani hanno imparato ad
    accendere il fuoco a piacimento;  solo allora il  fuoco  fu  veramente
    «addomesticato».  Fu  l'"Homo sapiens" a compiere questa impresa;  ciò
    avveniva in epoca preistorica, ma esattamente quando, esattamente dove
    ed esattamente come non lo sappiamo e non lo sapremo forse mai.
    Con l'inizio della civilizzazione il fuoco fu  usato,  oltre  che  per
    illuminare,  riscaldare,  cuocere  e  fornire  protezione,  anche  per
    ricavare i metalli dai minerali in  cui  erano  contenuti  e  poi  per
    lavorarli,  per cuocere vasellame e mattoni e talora per fabbricare il
    vetro.
    Altri importanti sviluppi segnarono la nascita della civiltà. Verso il
    9000 avanti Cristo gli esseri umani cominciarono a coltivare piante  e
    addomesticare  animali:  nacquero  così l'agricoltura e la pastorizia,
    che accrebbero le risorse alimentari e fornirono la fonte  diretta  di
    energia costituita dagli animali. I buoi, gli asini, i cammelli e alla
    fine  anche  i  cavalli (per non parlare delle renne,  degli yak,  dei
    bufali indiani, dei lama e degli elefanti, utilizzati nei più svariati
    angoli del globo) potevano, con la loro forte muscolatura,  sbrigare i
    lavori  essenziali,  nutrendosi  di alimenti troppo grossolani per gli
    uomini.
    In un'epoca imprecisata, verso il 3500 avanti Cristo,  fu inventata la
    ruota  (forse,  all'inizio,  una  ruota  da  vasaio  per  foggiare  il
    vasellame);  nel giro di qualche secolo,  certo entro il  3000  avanti
    Cristo,  si  applicarono le ruote alle slitte,  il che consentì di far
    rotolare i carichi,  anziché trascinarli.  La ruota,  pur non  essendo
    essa stessa una fonte diretta di energia,  rese possibile un risparmio
    energetico attraverso la riduzione dell'attrito.
    All'incirca nella stessa  epoca  si  cominciarono  a  usare  primitive
    zattere  e  piroghe,  che  consentivano  di utilizzare l'energia della
    corrente dei fiumi per il trasporto di carichi.  Forse attorno al 2000
    avanti  Cristo si cominciarono a usare le vele per sfruttare il vento;
    in tal modo i moti naturali dell'aria potevano rendere più  rapido  il
    trasporto,  o  addirittura  consentire  di  andare contro corrente (se
    questa non  era  troppo  forte).  Nel  1000  avanti  Cristo  i  fenici
    solcavano in lungo e in largo con le loro navi il mare Mediterraneo.
    Attorno  al  50  avanti Cristo,  i romani cominciarono a far uso delle
    ruote idrauliche.  Una corrente veloce  faceva  girare  una  ruota,  e
    questa  a  sua  volta  ne  metteva  in  rotazione altre,  che potevano
    effettuare dei lavori,  come macinare,  frantumare  minerali,  pompare
    acqua,  e  così  via.  Sempre  in  quell'epoca  cominciarono a entrare
    nell'uso i mulini a vento,  che utilizzavano l'aria,  anziché l'acqua,
    per  far  girare  la  ruota.  (Mentre una corrente veloce non si trova
    facilmente,  il vento è presente quasi ovunque.) Nel Medioevo i mulini
    a  vento erano un'importante fonte di energia nell'Europa occidentale;
    fu ancora nel Medioevo  che  si  cominciò  a  bruciare  nelle  fornaci
    metallurgiche la pietra nera chiamata carbone,  a utilizzare l'energia
    magnetica nella bussola per la navigazione (il  che  contribuì  poi  a
    rendere possibili i grandi viaggi di esplorazione) e a usare l'energia
    chimica a fini bellici.
    Il  primo impiego distruttivo dell'energia chimica (a parte la tecnica
    assai semplice delle frecce  incendiarie)  sembra  essersi  verificato
    all'incirca  nel  670  dopo  Cristo,  quando  un  alchimista  siriaco,
    Callinico,  avrebbe inventato il "fuoco greco",  una rudimentale bomba
    incendiaria  composta di zolfo e nafta;  si dice che fu essa a salvare
    Costantinopoli dal primo assedio dei musulmani, nel 673. La polvere da
    sparo fece la sua comparsa in Europa nel tredicesimo  secolo:  Ruggero
    Bacone la descrisse verso il 1280,  ma in Asia era già nota da secoli;
    forse erano stati proprio gli invasori mongoli a introdurla in Europa,
    dopo il 1240. Comunque, l'uso della polvere da sparo per l'artiglieria
    iniziò in Europa nel quattordicesimo secolo,  e si pensa che i cannoni
    abbiano  fatto  la  loro comparsa per la prima volta alla battaglia di
    Crécy, nel 1346.
    Tra tutte le invenzioni del  Medioevo,  la  più  importante  è  quella
    attribuita  al  tedesco  Johann  Gutenberg.   Verso  il  1450,  questi
    introdusse i caratteri mobili da stampa,  che dovevano  diventare  una
    potente forza innovatrice della società umana. Gutenberg inventò anche
    l'inchiostro  da  stampa,  realizzando  una sospensione di nerofumo in
    olio di lino anziché in acqua,  come si  faceva  prima.  Insieme  alla
    sostituzione della pergamena con la carta (che, secondo la tradizione,
    era stata inventata da un eunuco cinese,  Ts'ai Lun,  verso il 50 dopo
    Cristo,  e  aveva  raggiunto  l'Europa,   portata  dagli  arabi,   nel
    tredicesimo secolo), queste invenzioni consentirono la produzione e la
    diffusione  su  vasta  scala  dei  libri e di altri materiali scritti.
    Nessun'altra invenzione,  prima dell'epoca moderna,  si  diffuse  così
    rapidamente:  nel  giro  di una generazione,  furono stampati qualcosa
    come 40 mila libri.
    Il sapere umano non era più  sepolto  nelle  raccolte  di  manoscritti
    presso  le  corti,  ma  diventava  accessibile  nelle  biblioteche,  a
    disposizione di tutti coloro che sapevano leggere.  La carta  stampata
    cominciò  a  creare l'opinione pubblica e a permetterle di esprimersi.
    (L'esistenza della stampa fu un fattore decisivo per il successo della
    ribellione del 1517 di Martin Lutero contro il papato,  ribellione che
    altrimenti non sarebbe forse andata al di là di una polemica personale
    tra  monaci.)  E  fu  ancora  la  stampa a creare una delle condizioni
    essenziali perché la  scienza  diventasse  come  oggi  la  conosciamo.
    Questa  condizione  indispensabile  è  la  comunicazione delle idee su
    vasta  scala.  Prima  dell'invenzione  della  stampa  la  scienza  era
    consistita  in  comunicazioni  personali  tra  pochi  appassionati del
    sapere;  ora diventava uno  dei  più  importanti  campi  dell'attività
    umana,  destinato  ad arruolare nelle proprie file un numero crescente
    di ricercatori, fino a formare una "comunità scientifica" mondiale; la
    diffusione consentita  dalla  stampa  stimolava  inoltre  la  verifica
    pronta   e   critica  delle  teorie  e  apriva  incessantemente  nuove
    frontiere.

    La macchina a vapore.

    La svolta decisiva nell'utilizzazione dell'energia  si  verificò  alla
    fine del diciassettesimo secolo, anche se nell'antichità c'erano stati
    alcuni  precedenti  di  minor  importanza.  L'inventore greco Erone di
    Alessandria,  vissuto durante i primi secoli  della  nostra  era  (non
    siamo  in  grado di precisare con sicurezza neppure il secolo),  aveva
    costruito diversi congegni  azionati  dal  vapore.  Egli  utilizzò  la
    spinta  esercitata  dall'espansione  del  vapore per far spalancare le
    porte dei templi,  per far girare delle sfere e così via.  Ma il mondo
    antico,  ormai in declino, non fu in grado di sfruttare queste precoci
    invenzioni.
    Poi, più di quindici secoli dopo,  si presentò una seconda opportunità
    all'interno  di  una  nuova  società,  che  stava vivendo una vigorosa
    espansione.  Il bisogno sempre  più  acuto  di  pompare  verso  l'alto
    l'acqua delle miniere,  scavate a profondità sempre maggiori, fornì lo
    stimolo.  La vecchia pompa a mano  (vedi  capitolo  quinto)  sollevava
    l'acqua sfruttando il vuoto; nel corso del diciassettesimo secolo, gli
    uomini  ebbero  occasione di apprezzare sempre più la grande forza del
    vuoto, o, per meglio dire, la forza della pressione dell'aria chiamata
    in causa dalla presenza del vuoto.
    Nel 1650,  per esempio,  il fisico tedesco Otto von Guericke (che  era
    anche  borgomastro  della  città  di  Magdeburgo)  inventò  una  pompa
    pneumatica azionata dalla  forza  muscolare.  Egli  unì  due  emisferi
    metallici  dotati  di  flange  ed  estrasse  l'aria  dal  loro interno
    attraverso una valvola  situata  in  uno  di  essi.  Via  via  che  la
    pressione all'interno diminuiva, quella esterna, non più completamente
    controbilanciata,  comprimeva sempre di più l'uno contro l'altro i due
    emisferi.  Alla fine,  neppure un tiro a 8 cavalli da  ciascuna  parte
    riuscì  a  staccare  i  due emisferi;  quando,  però,  si fece entrare
    nuovamente l'aria,  essi si staccarono da  soli.  L'esperimento  venne
    ripetuto  di  fronte  a  personaggi  importanti,  tra cui una volta lo
    stesso imperatore di Germania, ed ebbe grande risonanza.
    A questo punto,  molti inventori pensarono: perché non  sostituire  la
    forza  muscolare con il vapore,  per ottenere il vuoto?  Supponiamo di
    riempire  un  cilindro  (o  un  analogo  recipiente)  di  acqua  e  di
    riscaldarla  fino  al  punto  di  ebollizione.  Si  formerà del vapore
    acqueo, che scaccerà l'acqua dal recipiente. Raffreddando quest'ultimo
    (per  esempio,   gettando  dell'acqua  fredda  sulla  sua   superficie
    esterna),  il  vapore  presente  si condenserà,  formando alcune gocce
    d'acqua e lasciando dello spazio vuoto.  L'acqua che si vuol sollevare
    (per  esempio,  da  una  miniera  inondata) potrà esser fatta risalire
    attraverso una valvola nel recipiente in cui è stato fatto il vuoto.
    Un fisico francese, Denis Papin,  comprese fin dal 1679 le possibilità
    offerte  dal  vapore  e ideò una "pentola a pressione",  un recipiente
    chiuso ermeticamente in cui  faceva  bollire  dell'acqua.  Il  vapore,
    accumulandosi,  creava  una pressione che faceva innalzare il punto di
    ebollizione  dell'acqua;  a  questa  temperatura  più  alta,   i  cibi
    cuocevano  prima  e meglio.  Deve esser stata la pentola a pressione a
    suscitare in Papin l'idea di utilizzare il vapore facendogli  compiere
    del  lavoro.  Egli  introdusse  un po' d'acqua in fondo a un tubo e la
    convertì   in   vapore   riscaldandola.   Il   vapore,    espandendosi
    energicamente, sospingeva verso l'alto uno stantuffo.
    La  prima  persona che tradusse quest'idea in un congegno utilizzabile
    in pratica fu però un ingegnere militare inglese,  Thomas  Savery.  La
    sua  macchina  a vapore poteva essere usata per pompare l'acqua di una
    miniera o di un pozzo,  o per  far  funzionare  una  ruota  idraulica:
    pertanto  egli  la chiamò l'«Amica del Minatore».  Era però pericolosa
    (perché  la  pressione  elevata  del  vapore  poteva   far   scoppiare
    recipienti  e  tubi) e aveva un basso rendimento (perché il calore del
    vapore andava perso tutte le volte che si raffreddava il contenitore).
    Savery brevettò la sua macchina nel 1698;  sette anni dopo  un  fabbro
    inglese,  Thomas Newcomen, costruì una macchina più progredita, capace
    di funzionare  con  vapore  a  bassa  pressione;  essa  utilizzava  la
    pressione atmosferica per far abbassare il pistone nel cilindro.
    Anche  la  macchina di Newcomen non brillava per rendimento (anche qui
    si  doveva  raffreddare  il  cilindro  dopo  ogni  riscaldamento);  la
    macchina  a  vapore  rimase un congegno di scarsa importanza per altri
    sessanta anni e più,  finché uno scozzese fabbricante di strumenti  di
    precisione,  James  Watt,  trovò  il  modo  di  renderla  praticamente
    utilizzabile.  Ingaggiato dall'Università di Glasgow per  riparare  un
    modello  della  macchina  di  Newcomen  che non funzionava bene,  Watt
    cominciò a riflettere sullo spreco di combustibile di questa macchina.
    Dopo tutto,  cosa obbligava a raffreddare ogni volta il recipiente che
    conteneva  il  vapore?  Perché  non  tenere  sempre caldo il cilindro,
    facendo passare il vapore in una camera di condensazione separata, che
    si sarebbe potuta mantenere fredda?  Watt introdusse  parecchie  altre
    migliorie:   sfruttamento   della   pressione  del  vapore  anche  per
    contribuire a far abbassare il pistone,  introduzione di vari raccordi
    meccanici  per  ottenerne  un  moto rettilineo,  collegamento del moto
    alternativo del pistone all'asse di una ruota, che pertanto si metteva
    a girare, e così via. Nel 1782, la sua macchina a vapore, che, con una
    tonnellata di carbone,  poteva effettuare almeno il triplo del  lavoro
    rispetto  a quella di Newcomen,  era pronta per essere utilizzata come
    un cavallo da lavoro universale.
    In seguito il rendimento della  macchina  a  vapore  fu  continuamente
    aumentato,  soprattutto attraverso l'uso di vapore sempre più caldo, a
    pressioni sempre maggiori.  La fondazione della termodinamica da parte
    di  Carnot  (vedi  capitolo  ottavo) ebbe principalmente origine dalla
    comprensione del fatto che il rendimento massimo raggiungibile da  una
    macchina  a  vapore è proporzionale alla differenza di temperatura tra
    il serbatoio caldo  (solitamente  la  caldaia)  e  quello  freddo  (il
    condensatore separato).
    Nel  corso  del  '700  vennero  inventati molti congegni meccanici per
    filare e tessere su più vasta scala (sostituendo l'arcolaio, usato nel
    Medioevo). In un primo tempo questi macchinari venivano azionati dalla
    forza muscolare degli animali o da ruote idrauliche,  ma nel  1790  fu
    compiuto  il  passo  cruciale: venne adottata la macchina a vapore per
    azionarli.
    Così gli impianti tessili di nuova costruzione non richiedevano più la
    vicinanza di correnti d'acqua veloci né la disponibilità  di  animali,
    ma si potevano costruire in qualsiasi località. La Gran Bretagna entrò
    in  una fase di trasformazione rivoluzionaria: i lavoratori lasciavano
    la campagna e abbandonavano le manifatture familiari per riversarsi in
    massa nelle grandi fabbriche (dove  le  condizioni  di  lavoro  furono
    incredibilmente  dure e umilianti,  fino a quando la società comprese,
    non senza riluttanza,  che gli esseri umani vanno trattati in modo non
    peggiore degli animali).
    La  stessa trasformazione si verificò in altri paesi che adottarono il
    nuovo  sistema  basato  sull'uso  della  macchina  a  vapore:  era  la
    Rivoluzione    industriale   (un'espressione   introdotta   nel   1837
    dall'economista francese Jerome Adolphe Blanqui).
    La macchina a vapore rivoluzionò radicalmente anche i  trasporti.  Nel
    1787  l'inventore  americano  John  Fitch costruì un battello a vapore
    che,  se funzionava  bene  dal  punto  di  vista  tecnico,  si  rivelò
    fallimentare  da  quello  finanziario;  Fitch  morì  sconosciuto e non
    apprezzato.  Robert Fulton,  imprenditore più abile di Fitch,  varò il
    suo  piroscafo,  il  "Clermont",  nel  1807,  sostenendolo  con  tanta
    pubblicità che finì per esserne  considerato  l'inventore,  mentre  in
    realtà  non  era  neppure il primo ad averne costruito uno,  così come
    Watt non era stato il primo a fabbricare una macchina a vapore.
    Forse Fulton meriterebbe di essere ricordato maggiormente per  i  suoi
    tenaci tentativi di costruire un'imbarcazione sottomarina.  Quelle che
    costruì non erano  utilizzabili,  ma  anticipavano  parecchi  sviluppi
    moderni.  Il  "Nautilus",  uno  dei  sottomarini  costruiti da Fulton,
    probabilmente  ispirò  Jules   Verne   quando   scrisse   il   romanzo
    fantascientifico "Ventimila leghe sotto i mari",  pubblicato nel 1870,
    dove  compare  appunto  un  sottomarino  di  tal  nome.  A  sua  volta
    quest'ultimo  diede  l'ispirazione  per  il nome del primo sottomarino
    nucleare (vedi capitolo decimo).
    Dopo il 1830 navi a vapore incominciarono ad attraversare l'Atlantico,
    azionate dall'elica,  un progresso considerevole rispetto  alle  ruote
    laterali.  A  partire  dal  1850,  poi,  i  veloci ed eleganti Clipper
    cominciarono ad ammainare le  vele,  sostituiti  dai  piroscafi  nelle
    marine mercantili e militari di tutto il mondo.
    Più tardi un ingegnere britannico, Charles Algernon Parsons (un figlio
    di  quel  Lord  Rosse che aveva scoperto la nebulosa Granchio) ideò un
    miglioramento importante nell'applicazione alle navi della macchina  a
    vapore:  invece  di  far  azionare dal vapore un pistone,  che,  a sua
    volta, azionava una ruota,  egli pensò di eliminare l'«intermediario»,
    usando  un  getto  di  vapore per investire direttamente delle palette
    disposte lungo il bordo di una ruota; quest'ultima doveva però reggere
    alle alte velocità e  alle  temperature  elevate;  nel  1884,  Parsons
    produsse la prima "turbina a vapore" funzionante.
    Nel  1897,  per  il sessantesimo anniversario dell'incoronazione della
    regina  Vittoria,  la  Marina  britannica  stava  facendo  sfilare  in
    un'imponente  parata  le  sue  navi  da  guerra  a  vapore,  quando la
    "Turbinia" di Parsons,  azionata  appunto  a  turbina,  le  superò  in
    silenzio  filando alla velocità di 35 nodi.  Nessuna nave della Marina
    britannica avrebbe potuto raggiungerla,  e questo fu il miglior  colpo
    pubblicitario che l'inventore potesse augurarsi.  In breve tempo tutte
    le navi, sia mercantili che da guerra, furono azionate a turbina.
    Nel frattempo la macchina a vapore aveva cominciato a  dominare  anche
    il campo dei trasporti via terra.  Nel 1814 l'inventore inglese George
    Stephenson (che doveva molto al lavoro precedente di un ingegnere pure
    inglese,  Richard Trevithick) costrui la prima "locomotiva  a  vapore"
    funzionante.  Il  moto rettilineo alternativo degli stantuffi azionati
    dal vapore poteva far girare  delle  ruote  metalliche  su  binari  di
    acciaio, esattamente come faceva girare delle ruote a pale nell'acqua.
    Nel  1830  l'imprenditore  americano  Peter  Cooper  costruì  la prima
    locomotiva a vapore dell'emisfero  occidentale.  Per  la  prima  volta
    nella storia,  viaggiare via terra diventava altrettanto comodo quanto
    viaggiare per mare,  e il commercio via  terra  poteva  competere  con
    quello marittimo.  Nel 1840 una linea ferroviaria raggiungeva il fiume
    Mississippi e nel 1869 gli Stati Uniti erano attraversati dalla strada
    ferrata in tutta la loro ampiezza.

    L'ELETTRICITA'.
    Per sua natura,  la macchina a vapore  risulta  adatta  solo  per  una
    produzione di energia su vasta scala e costante nel tempo,  mentre non
    è efficiente nella fornitura di piccole dosi  di  energia  e  non  può
    funzionare a intermittenza,  al comando di un pulsante: una macchina a
    vapore «piccola», in cui tenere il fuoco basso, o da mettere in azione
    a comando, sarebbe un'assurdità.  Ma la stessa generazione che vide lo
    sviluppo della forza motrice del vapore assistette anche alla scoperta
    di  un  sistema  capace di fornire energia dotata dei requisiti citati
    sopra - una riserva sempre pronta,  che poteva  diventare  disponibile
    ovunque,  in  piccole  quantità  o  su  vasta scala,  solo premendo un
    bottone. Si trattava, ovviamente, dell'elettricità.

    Elettricità statica.

    Talete,  il filosofo greco,  aveva  osservato,  verso  il  600  avanti
    Cristo,  che una resina fossile che si trovava sulle rive del Baltico,
    che noi chiamiamo ambra e i greci chiamavano "élektron",  acquisiva la
    capacità di attrarre piume, fili, batuffoli di lanugine, quando veniva
    strofinata con un pezzo di pelliccia. Fu l'inglese William Gilbert, lo
    studioso  del magnetismo (vedi capitolo quinto),  a proporre per primo
    di chiamare tale forza attrattiva  "elettricità",  appunto  dal  greco
    "élektron". Egli scoprì che, oltre all'ambra, altri materiali, come il
    vetro, acquistavano proprietà elettriche se li si strofinava.
    Nel  1733,  il  chimico  francese  Charles Francis de Cisternay Du Fay
    scoprì  che  due  bacchette  di  ambra,  o  due  bacchette  di  vetro,
    elettrizzate per strofinio si respingevano a vicenda.  Viceversa,  una
    bacchetta di  vetro  elettrizzata  attraeva  una  bacchetta  di  ambra
    elettrizzata;  se  poi  le  si  metteva a contatto,  perdevano la loro
    elettricità.  Egli ritenne che ciò dimostrasse l'esistenza di due tipi
    diversi  di  elettricità,  che  denominò  rispettivamente  "vetrosa" e
    "resinosa".
    Lo studioso  americano  Benjamin  Franklin,  che  si  interessò  molto
    all'elettricità,  sostenne  invece che si trattava di un unico fluido:
    quando si strofinava il vetro, l'elettricità vi penetrava, caricandolo
    «positivamente»,  mentre quando si strofinava l'ambra l'elettricità ne
    usciva, e perciò essa diventava carica «negativamente». Quando poi una
    bacchetta  negativa  entrava  in contatto con una positiva,  il fluido
    elettrico passava da quella positiva a  quella  negativa,  finché  non
    veniva raggiunto un equilibrio neutro.
    Era  una congettura molto acuta: se sostituiamo il termine "elettroni"
    alla parola "fluido", usata da Franklin, e invertiamo la direzione dei
    moti (infatti gli elettroni  passano  dall'ambra  al  vetro),  la  sua
    supposizione risulta sostanzialmente corretta.
    Un inventore francese,  Jean Théophile Desaguliers, propose, nel 1740,
    di  chiamare  "conduttori"  quelle  sostanze  nelle  quali  il  fluido
    elettrico si muoveva liberamente (per esempio i metalli), e "isolanti"
    quelle  (come  il  vetro  e  l'ambra) in cui tale fluido non circolava
    liberamente.
    Gli esperimenti mostrarono che era possibile  accumulare  gradualmente
    una  ingente carica elettrica in un conduttore,  se lo si isolava,  in
    modo che non perdesse elettricità,  con del vetro o con uno strato  di
    aria.  La più famosa apparecchiatura di questo genere fu la "bottiglia
    di Leida",  ideata nel 1745 dallo studioso  tedesco  Ewald  Georg  von
    Kleist,  ma utilizzata in pratica per la prima volta all'Università di
    Leida,  in Olanda,  dove fu costruita indipendentemente  qualche  mese
    dopo dallo studioso olandese Pieter van Musschenbroek. La bottiglia di
    Leida è ciò che oggi viene chiamato un "condensatore", cioè un sistema
    formato da due superfici conduttrici,  separate da un piccolo spessore
    di un isolante,  entro cui si può immagazzinare una certa quantità  di
    carica elettrica.
    Nel  caso  della bottiglia di Leida la carica si accumula su un foglio
    di stagnola che riveste le pareti  di  una  bottiglia  di  vetro;  una
    catenella  di  ottone  che passa attraverso il tappo entra in contatto
    con la stagnola; se si tocca la bottiglia carica, si avverte una forte
    scossa elettrica.  La  bottiglia  di  Leida  può  produrre  anche  una
    scintilla.  Naturalmente,  al  crescere  della carica accumulata su un
    corpo,  cresce anche la sua tendenza a  sfuggirne.  La  forza  che  fa
    passare gli elettroni dalla regione dove più sono in eccesso (il "polo
    negativo") a quella dove maggiormente difettano (il "polo positivo") è
    detta  "forza  elettromotrice"  (fem) o "potenziale elettrico".  Se il
    potenziale diventa abbastanza elevato,  gli  elettroni  finiranno  per
    oltrepassare l'intervallo isolante o l'aria tra i due poli, producendo
    una scintilla vivida e un rumore crepitante. La luce della scintilla è
    dovuta   alla  radiazione  creata  dalle  collisioni  di  innumerevoli
    elettroni  con  le  molecole  dell'aria,   e  il   rumore   è   dovuto
    all'espansione     dell'aria    bruscamente    riscaldata,     seguita
    dall'irruzione di  aria  più  fredda  nel  parziale  vuoto  prodottosi
    momentaneamente.
    Era naturale chiedersi se fulmine e tuono fossero l'analogo,  su larga
    scala, del fenomeno che avviene nella bottiglia di Leida. Uno studioso
    inglese, William Wall,  aveva suggerito appunto questo,  già nel 1708.
    Ciò  bastò  a  indurre  Benjamin  Franklin  a effettuare il suo famoso
    esperimento del 1752.  Egli fece  volare,  durante  un  temporale,  un
    aquilone  munito  di una punta metallica alla quale aveva attaccato un
    filo  di  seta  in  grado  di   condurre   l'elettricità   dai   nembi
    temporaleschi  fino  a  terra;  quando Franklin avvicinò la mano a una
    chiave metallica  legata  al  filo  di  seta,  scoccò  una  scintilla.
    Franklin lasciò che la chiave si caricasse nuovamente e la usò poi per
    caricare  una  bottiglia  di  Leida,  con  risultati analoghi a quelli
    ottenuti caricandola con qualsiasi altro sistema.  Franklin aveva così
    dimostrato  che  le nubi temporalesche sono cariche di elettricità,  e
    che tuono e fulmine sono  prodotti  effettivamente  da  una  sorta  di
    bottiglia  di Leida atmosferica,  nella quale le nubi costituiscono un
    polo e la terra l'altro.
    L'aspetto più fortunato di questo  esperimento,  dal  punto  di  vista
    personale  di Franklin,  fu il fatto di esservi sopravvissuto;  altri,
    infatti,  che provarono a ripeterlo,  vi persero la  vita,  perché  la
    carica  indotta sul puntale metallico dell'aquilone si accumulava fino
    a produrre una scarica tanto intensa da risultare letale all'uomo  che
    teneva in mano il filo di seta.
    Franklin  applicò  subito nella pratica questo progresso della teoria,
    ideando il "parafulmine", una semplice asta di ferro da collocarsi nel
    punto più alto di un edificio e da collegarsi a  terra  mediante  fili
    metallici.  Il puntale aguzzo sottraeva cariche elettriche dalle nubi,
    come Franklin dimostrò sperimentalmente;  e se cadeva un  fulmine,  la
    scarica veniva condotta a terra senza che facesse danni.
    I  danni  causati  dai  fulmini  diminuirono  drasticamente allorché i
    parafulmini si  diffusero  in  Europa  e  nelle  colonie  americane  -
    risultato  non  da  poco.  Tuttavia  ancora oggi 2 miliardi di fulmini
    colpiscono la terra ogni anno,  e si stima che le vittime siano  venti
    persone al giorno, più un'ottantina di feriti.
    L'esperimento  di  Franklin ebbe due effetti elettrizzanti (scusate il
    gioco di parole).  In primo luogo  suscitò  un  grande  interesse  per
    l'elettricità  in tutto il mondo;  in secondo luogo diede alle colonie
    americane diritto di cittadinanza, per così dire, da un punto di vista
    culturale.  Per la prima volta un americano aveva mostrato  di  valere
    come  scienziato  abbastanza  da destare l'ammirazione del mondo colto
    europeo dell'Età della Ragione.  Quando,  un quarto  di  secolo  dopo,
    Franklin  rappresentò  a  Versailles  i  neonati  Stati Uniti e chiese
    aiuti, ottenne il rispetto di tutti, non solo come semplice inviato di
    una nuova repubblica,  ma anche come gigante in  campo  intellettuale:
    egli era colui che aveva addomesticato il fulmine,  portandolo umile a
    terra.  Quell'aquilone contribuì non poco alla causa dell'indipendenza
    americana.
    Grazie  all'opera  di  Franklin,  la ricerca sull'elettricità fece poi
    passi da gigante.  Nel 1785 il fisico  francese  Charles  Augustin  de
    Coulomb   effettuò   misurazioni  quantitative  sull'attrazione  e  la
    repulsione  elettriche,   mostrando  che   esse   erano   inversamente
    proporzionali  al  quadrato della distanza fra le cariche interessate.
    Sotto questo aspetto vi è un'analogia  tra  l'attrazione  elettrica  e
    l'attrazione gravitazionale. Per ricordare questa scoperta, l'unità di
    misura della quantità di carica elettrica è stata chiamata "coulomb".

    Elettricità dinamica.

    Poco  tempo  dopo,  lo studio dell'elettricità compì una svolta in una
    nuova e sorprendente direzione, che si rivelò quanto mai feconda.  Fin
    qui  abbiamo  parlato  dell'"elettricità statica",  quella cioè di una
    carica che,  situata su un oggetto,  vi rimane.  La  scoperta  di  una
    carica elettrica che si muove,  cioè delle correnti elettriche, ovvero
    dell'"elettricità  dinamica",  venne  fatta  dall'anatomista  italiano
    Luigi  Galvani.  Nel  1791 questi scoprì accidentalmente che i muscoli
    della coscia di una rana sezionata si contraevano  se  li  si  toccava
    simultaneamente  con  due  metalli  diversi.  (Fu  così  che entrò nel
    linguaggio il verbo "galvanizzare".)
    I muscoli si  comportavano  come  se  fossero  stati  stimolati  dalla
    scintilla  elettrica di una bottiglia di Leida;  pertanto Galvani fece
    l'ipotesi  che  i  muscoli  contenessero  qualcosa,  che  egli  chiamò
    "elettricità animale". Altri, invece, attribuirono la carica elettrica
    al  contatto tra i due metalli e non ai muscoli.  Nel 1800,  il fisico
    italiano  Alessandro  Volta  studiò  varie  combinazioni  di   metalli
    diversi,  messi  in  contatto  non  già  dal tessuto muscolare,  ma da
    semplici soluzioni.
    Volta cominciò utilizzando catene di metalli differenti  collegati  da
    tazze  semipiene  di  acqua  salata;  per  evitare  che  il liquido si
    versasse continuamente, preparò poi dei dischetti di rame e zinco e li
    dispose in  pila  alternandoli  uno  sull'altro.  Fece  anche  uso  di
    dischetti di cartone inumiditi in acqua salata; la "pila di Volta" era
    pertanto formata da zinco, rame, cartone, zinco, rame, cartone, zinco,
    rame,  e così via.  Da una siffatta disposizione si poteva ricavare un
    flusso continuo di corrente elettrica.
    Una qualsiasi serie di unità analoghe,  ripetute indefinitamente,  può
    essere chiamata batteria.  Lo strumento di Volta fu la prima "batteria
    elettrica",  o "cella elettrochimica".  Doveva trascorrere  un  secolo
    prima  che gli scienziati comprendessero appieno il ruolo svolto dagli
    elettroni  nelle  reazioni  chimiche,   riuscendo  a  interpretare  le
    correnti  elettriche  in termini di spostamenti e flussi di elettroni;
    tuttavia nel frattempo essi poterono far uso di tali  correnti,  anche
    senza una piena comprensione della loro natura.
    Humphry  Davy  usò  una  corrente  elettrica per separare gli atomi di
    molecole dotate di legami chimici molto forti, e fu il primo, nel 1807
    e nel 1808,  a  ottenere  metalli  come  il  sodio,  il  potassio,  il
    magnesio,  il  calcio,  lo stronzio e il bario.  Faraday (assistente e
    pupillo di  Davy)  proseguì  nella  sua  opera,  enunciando  le  leggi
    generali dell'"elettrolisi",  il processo con cui le molecole venivano
    scisse; mezzo secolo dopo, le sue ricerche avrebbero guidato Arrhenius
    verso la formulazione dell'ipotesi della  dissociazione  ionica  (vedi
    capitolo quinto).
    Le  molteplici  applicazioni  dell'elettricità  dinamica  nel secolo e
    mezzo successivo all'invenzione della pila di  Volta  sembravano  aver
    messo in ombra l'elettricità statica, riducendola a una mera curiosità
    storica.  Ma era un errore, perché la conoscenza e l'ingegno umano non
    si  fermano  mai.  Nel  1960  l'inventore  americano  Chester  Carlson
    realizzò  un  efficace  congegno  per  la  copiatura,  che attirava il
    nerofumo su  un  foglio  di  carta,  appunto  in  virtù  di  un'azione
    elettrostatica  localizzata.  Questo  sistema  di  copiatura,  che non
    richiede né soluzioni né agenti umidi,  si chiama "xerografia"  (dalle
    parole  greche che significano «scrittura a secco») e ha rivoluzionato
    il lavoro negli uffici.
    I  nomi  dei  pionieri  dello  studio  dell'elettricità   sono   stati
    immortalati  nelle  denominazioni  delle  unità  di misura delle varie
    grandezze elettriche. Abbiamo già parlato del "coulomb", l'unità della
    quantità di carica elettrica.  Un'altra unità è  il  "faraday":  96500
    coulomb  sono  pari a 1 faraday.  Il nome di Faraday ritorna anche nel
    "farad",   l'unità  di  capacità   elettrica.   Poi   vi   è   l'unità
    dell'intensità  di  corrente  elettrica (che è la quantità di corrente
    che passa in un dato  momento  in  un  conduttore),  unità  che  viene
    chiamata "ampere",  in onore del fisico francese Ampère (vedi capitolo
    quinto).  Un ampere è pari a 1 coulomb al secondo.  L'unità  di  forza
    elettromotrice (la forza che fa circolare la corrente) è il "volt", in
    onore di Volta.
    Una  data  forza  elettromotrice  non  fa  circolare  sempre la stessa
    quantità di corrente elettrica,  se agisce in circuiti diversi: se  il
    conduttore è buono la corrente generata sarà intensa, se il conduttore
    è  cattivo  sarà  scarsa,  e  praticamente  non passerà corrente se il
    materiale non è conduttore.  Nel 1827,  il matematico  tedesco  George
    Simon  Ohm  studiò la "resistenza" al flusso della corrente,  e mostrò
    che poteva essere rigorosamente  correlata  al  numero  di  ampere  di
    corrente  che  passavano  in  un  circuito sotto l'azione di una forza
    elettromotrice nota;  si può determinare la resistenza  calcolando  il
    rapporto  tra forza elettromotrice e intensità di corrente.  E' questa
    la "legge di Ohm",  e l'unità di resistenza elettrica è l'"ohm": 1 ohm
    è uguale a 1 volt diviso per 1 ampere.

    Produzione dell'elettricità.

    La  conversione  dell'energia  chimica  in  elettricità,  così come si
    verifica nella pila di Volta e nel gran numero di congegni che ne sono
    derivati,  è sempre stata relativamente costosa,  perché  le  sostanze
    chimiche necessarie non sono comuni e pertanto costano parecchio.  Per
    tale  ragione  all'inizio  del  diciannovesimo  secolo  l'elettricità,
    mentre era utilizzabile in laboratorio con grande profitto, non poteva
    venir applicata su vasta scala nell'industria.
    Vi  sono  stati  tentativi  sporadici  di  utilizzare  come  fonte  di
    elettricità  le  reazioni  chimiche  che   avvengono   nella   normale
    combustione.  Combustibili  come  l'idrogeno  (o,  ancora  meglio,  il
    carbone) costano assai meno di metalli come il rame e  lo  zinco.  Già
    nel  1839  lo  scienziato inglese William Grove aveva ideato una cella
    elettrochimica   alimentata   dalla   combinazione   dell'idrogeno   e
    dell'ossigeno.  Era  un'idea  interessante,  ma  poco pratica.  Più di
    recente i fisici hanno dedicato molti  sforzi  alla  realizzazione  di
    "pile  a  combustibile"  effettivamente  utilizzabili.   La  teoria  è
    perfettamente  definita,  ma  i  problemi  pratici  si  dimostrano  di
    difficile soluzione e richiedono ulteriori ricerche.
    Non  sorprende  quindi  il  fatto  che l'uso dell'elettricità su vasta
    scala sia divenuto possibile,  nella seconda metà  del  diciannovesimo
    secolo,  per merito di qualcosa di diverso dalla pila.  Già negli anni
    trenta,   Faraday  aveva  ottenuto  dell'elettricità   dal   movimento
    meccanico  di  un  conduttore  attraverso  le  linee  di  forza  di un
    "magnete" (vedi capitolo quinto).  Questo  "generatore  elettrico",  o
    "dinamo"  (dalla  parola  greca  che  significa «forza»),  trasformava
    l'energia cinetica  in  elettricità.  Il  movimento  veniva  mantenuto
    ricorrendo al vapore,  che a sua volta era ottenuto dalla combustione.
    Così,  assai più indirettamente che in una  pila  a  combustibile,  si
    poteva  convertire  in  elettricità  l'energia  della  combustione del
    carbone, o del petrolio (o anche del legno). A partire dal 1844 furono
    usate  versioni  ingombranti  e  non  troppo  funzionali   di   questi
    generatori per azionare i macchinari.
    Occorrevano però magneti sempre più potenti,  in modo che il movimento
    attraverso linee di forza più intense producesse  flussi  maggiori  di
    elettricità.  Per  ottenere  questi  magneti  più potenti,  si ricorse
    proprio alle correnti elettriche.  Nel 1823 lo sperimentatore  inglese
    William  Sturgeon  avvolse  diciotto  spire  di  filo di rame scoperto
    intorno  a  una  barra  di   ferro   ad   U,   realizzando   così   un
    "elettromagnete".  Al passaggio della corrente,  il campo magnetico da
    essa prodotto si concentrava nella barra di ferro che  allora  era  in
    grado di sollevare una quantità di ferro pari a venti volte il proprio
    peso.  Quando  non  passava  corrente,  la  barra cessava di essere un
    magnete e non poteva sollevare nulla.
    Nel 1829,  il  fisico  americano  Joseph  Henry  apportò  un  notevole
    miglioramento a questo dispositivo, usando filo isolato, che in quanto
    tale  poteva essere avvolto in più spire anche vicine,  formando degli
    avvolgimenti senza  timore  di  corti  circuiti.  Ogni  spira  in  più
    aumentava    l'intensità    del   campo   magnetico   e   la   potenza
    dell'elettromagnete. Nel 1831, Henry aveva prodotto un elettromagnete,
    di non grandi dimensioni,  che poteva sollevare più di una  tonnellata
    di ferro.
    L'elettromagnete  era chiaramente la risposta all'esigenza di migliori
    generatori elettrici: nel 1845 il fisico  inglese  Charles  Wheatstone
    utilizzò un elettromagnete proprio a tale scopo. La comprensione della
    teoria  delle  linee  di  forza aumentò dopo l'interpretazione data da
    Maxwell del lavoro di Faraday (vedi capitolo quinto) negli  anni  dopo
    il  1860;  e nel 1872 l'ingegnere elettrotecnico tedesco Friedrich von
    Hefner-Alteneck  progettò  il  primo  generatore  elettrico  veramente
    efficiente.  Finalmente si poteva produrre l'elettricità a basso costo
    e in grandi quantità,  e non più solo bruciando dei  combustibili,  ma
    anche utilizzando la caduta dell'acqua.

    Prime applicazioni tecnologiche dell'elettricità.

    Per  il lavoro che portò alle prime applicazioni dell'elettricità alla
    tecnologia,  gran parte del merito va attribuita a  Joseph  Henry.  La
    prima  applicazione dell'elettricità da parte di Henry fu l'invenzione
    del telegrafo.  Henry ideò  un  sistema  di  relè  che  permetteva  di
    trasmettere   la   corrente   elettrica   lungo  chilometri  di  cavo.
    L'intensità di una corrente diminuisce rapidamente quando essa viaggia
    a tensione costante per lunghi tratti di conduttore resistivo;  i relè
    di  Henry  erano basati sull'idea di attivare con il segnale in via di
    estinzione un piccolo elettromagnete, che azionava un interruttore, il
    quale a sua volta faceva passare un impulso  di  energia,  fornito  da
    centrali  di  alimentazione  poste  a intervalli appropriati.  Così un
    messaggio formato da impulsi elettrici in codice poteva percorrere una
    considerevole distanza.  Henry costruì effettivamente un telegrafo che
    funzionava.
    Essendo un uomo disinteressato,  che credeva che la conoscenza andasse
    condivisa con il mondo intero,  Henry non brevettò le sue scoperte,  e
    così non gli fu riconosciuto il merito di questa invenzione.  Tutto il
    merito andò all'artista Samuel Finley Breese Morse (che era  anche  un
    eccentrico  bigotto).  Con  l'aiuto  di  Henry (che questi gli prodigò
    gratuitamente,  ma che fu  poi  riconosciuto  con  riluttanza),  Morse
    costruì nel 1844 il primo telegrafo di utilità pratica.  Il principale
    contributo originale dato da Morse alla telegrafia fu  il  sistema  di
    punti e linee noto come "alfabeto Morse".
    Ma   l'innovazione  più  importante  realizzata  da  Henry  nel  campo
    dell'elettricità fu il motore elettrico.  Henry mostrò che  si  poteva
    usare  la  corrente elettrica per far girare una ruota,  così come una
    ruota che gira può generare corrente elettrica.  E una ruota  azionata
    elettricamente (un motore) poteva essere utilizzata per far funzionare
    dei  macchinari.  Il motore era trasportabile,  poteva essere acceso o
    spento a piacimento (senza dover aspettare che il  vapore  andasse  in
    pressione) e poteva essere ridotto a dimensioni piccole a piacere.
    Il  problema  era quello di trasportare l'elettricità dal luogo in cui
    veniva prodotta a quello in cui veniva  usato  il  motore.  Si  doveva
    trovare  un sistema per ridurre le perdite di energia elettrica (sotto
    forma di calore dissipato) durante il percorso lungo i fili.
    Una  risposta  fu  il  "trasformatore".   Gli  sperimentatori  avevano
    scoperto  che  tali perdite sono molto minori quando la corrente viene
    trasmessa a bassa intensità. Si pensò allora di elevare la tensione in
    uscita  dal  generatore,   ricorrendo  a  un   trasformatore   che   -
    moltiplicando  la  tensione,  ad esempio,  per tre - riduce a un terzo
    l'intensità di corrente.  All'altro capo della linea si può nuovamente
    abbassare  la tensione,  in modo da portare l'intensità della corrente
    al livello necessario per far funzionare i motori.
    Il trasformatore usa  la  corrente  che  fluisce  in  un  avvolgimento
    "primario"   per   indurre   una  corrente  ad  alta  tensione  in  un
    avvolgimento "secondario".  L'induzione richiede  che  vari  il  campo
    magnetico all'interno del secondo avvolgimento.  Per questo non si può
    usare una corrente costante,  ma si deve usare una corrente che cambia
    continuamente,  raggiungendo  un  massimo,  scendendo a zero,  per poi
    crescere in direzione opposta - in altre parole, occorre una "corrente
    alternata".
    La corrente alternata (A.C.) si impose sulla corrente continua  (D.C.)
    non senza contrasti. Thomas Alva Edison, il personaggio più importante
    nel  campo  dell'elettricità  negli  ultimi decenni del diciannovesimo
    secolo,  si schierò  dalla  parte  della  seconda,  creando  la  prima
    centrale  a  corrente  continua  a  New York nel 1882,  per alimentare
    l'illuminazione elettrica, da lui stesso inventata. Egli combatteva la
    corrente alternata sostenendo che era più pericolosa (per esempio  con
    l'argomentazione  che  veniva  usata  nella  sedia elettrica).  Gli si
    opponeva strenuamente Nikola Tesla,  un ingegnere che  aveva  lavorato
    per Edison e da questi era stato trattato in modo scorretto.  Nel 1888
    Tesla sviluppò un ottimo sistema per l'uso della  corrente  alternata.
    Nel  1893  George  Westinghouse,  anch'egli sostenitore della corrente
    alternata,  riportò una vittoria cruciale su Edison,  ottenendo per la
    propria  società  il  contratto  per  la realizzazione di una centrale
    elettrica a corrente alternata sulle cascate del Niagara.  Nei decenni
    che  seguirono,  Steinmetz  diede  solide basi matematiche alla teoria
    delle correnti alternate.  Oggi la corrente  alternata  è  il  sistema
    quasi   universalmente  adottato  per  la  distribuzione  dell'energia
    elettrica (anche se,  nel 1966,  gli ingegneri della General  Electric
    hanno  ideato  un  trasformatore  di  corrente continua - cosa a lungo
    ritenuta impossibile - che tuttavia richiede temperature ottenute  con
    l'elio  liquido e ha un basso rendimento;  si tratta dunque di un'idea
    affascinante dal punto di vista teorico,  che  non  è  però  probabile
    abbia nell'immediato utilizzazione pratica).

    TECNOLOGIA ELETTRICA.
    La  macchina  a  vapore è un "motore primo": utilizza cioè energia che
    già esiste in natura (l'energia chimica del legno,  del petrolio,  del
    carbone) e la trasforma in lavoro. Il motore elettrico non è un motore
    primo:  esso  converte elettricità in lavoro,  ma l'elettricità deve a
    sua volta essere ottenuta bruciando  combustibili  o  dall'energia  di
    caduta dell'acqua. Per questa ragione l'elettricità è meno conveniente
    del  vapore  per  i  lavori  pesanti,  pur  potendo  ugualmente essere
    utilizzata a questo scopo.  All'Esposizione di  Berlino  del  1879  un
    locomotore  elettrico  (che  attingeva la corrente dalla terza rotaia)
    riuscì a trainare  un  treno  passeggeri.  Oggi  i  treni  a  trazione
    elettrica  sono  cosa  comune  per  i  trasporti  rapidi,  soprattutto
    all'interno  delle  città,  perché  i  costi  maggiori  sono  più  che
    compensati dalla maggior pulizia e dal funzionamento più silenzioso.

    Il telefono.

    Tuttavia  l'elettricità  dà  il  meglio  di  sé là dove svolge compiti
    inaccessibili al vapore. E' questo, per esempio, il caso del telefono,
    brevettato dall'inventore di origine scozzese  Alexander  Graham  Bell
    nel 1876.  Nel microfono le onde sonore emesse da chi parla colpiscono
    una sottile membrana di acciaio,  facendola vibrare di conseguenza: le
    vibrazioni  della  membrana  provocano  a  loro  volta una modulazione
    analoga in una corrente elettrica,  che si rafforza e  si  indebolisce
    rispecchiando   esattamente   l'andamento   delle  onde  sonore.   Nel
    ricevitore le fluttuazioni  d'intensità  della  corrente  attivano  un
    elettromagnete,  che  fa  vibrare  una  membrana  e  riproduce le onde
    sonore.
    Sulle prime il telefono era un congegno rudimentale e di funzionamento
    poco   affidabile;    tuttavia   costituì   la    grande    attrazione
    dell'Esposizione  di  Filadelfia del 1876,  che celebrava il centesimo
    anniversario  della  Dichiarazione  d'Indipendenza.   Durante  la  sua
    visita,  l'imperatore  del  Brasile,  Pedro Secondo,  volle provare il
    telefono e lasciò cadere  l'apparecchio  sbalordito,  esclamando:  «Ma
    parla!»,   frase  riprodotta  a  caratteri  cubitali  dai  titoli  dei
    giornali.  Un  altro  visitatore,  Lord  Kelvin,   rimase  altrettanto
    impressionato,  mentre  il  grande  Maxwell fu sbalordito che una cosa
    tanto semplice riuscisse a riprodurre  la  voce  umana.  Nel  1877  la
    regina Vittoria acquistò un telefono, il che ne assicurò il successo.
    Sempre nel 1877,  Edison ideò un miglioramento essenziale,  costruendo
    un microfono  che  conteneva  della  polvere  di  carbone:  quando  la
    membrana la premeva,  questa polvere conduceva più corrente; quando la
    membrana si allontanava,  essa ne conduceva meno.  In tal modo le onde
    sonore  della  voce venivano tradotte dal microfono con grande fedeltà
    in impulsi elettrici  variabili,  e  la  voce  veniva  riprodotta  nel
    ricevitore con maggiore chiarezza.
    Non  era  però  possibile stabilire comunicazioni telefoniche a grandi
    distanze, se non a costi rovinosi,  dovuti alla necessità di impiegare
    un  filo  di  rame  di grande spessore (e quindi di bassa resistenza).
    Alla fine del secolo il fisico  serbo-croato  naturalizzato  americano
    Michael  Idvorsky Pupin ebbe l'idea di inserire,  a distanze regolari,
    bobine di induttanza in un sottile filo di rame,  con il risultato  di
    rinforzare i segnali che potevano così percorrere lunghe distanze.  La
    Bell Telephone Company acquistò il dispositivo nel 1901; nel 1915, con
    l'apertura della linea New York-San Francisco,  la telefonia a  grande
    distanza era un fatto acquisito.
    La  centralinista  telefonica  (si  trattava  quasi  sempre  di donne)
    divenne  un  personaggio  familiare  e   indispensabile   della   vita
    quotidiana,  e  tale restò per mezzo secolo,  cominciando a perdere di
    importanza  con  l'inizio  della  diffusione  del  telefono  a   disco
    combinatorio,  nel 1921.  L'automazione seguitò ad avanzare,  al punto
    che, quando nel 1983 centinaia di migliaia di dipendenti delle società
    telefoniche degli Stati Uniti fecero uno sciopero di due settimane, il
    servizio continuò senza subire interruzioni.  Oggigiorno le onde radio
    e  i  satelliti  per  telecomunicazioni  aumentano  la versatilità del
    telefono.

    Registrazione del suono.

    Nel 1877,  un anno dopo l'invenzione del telefono,  Edison brevettò il
    "fonografo". Le prime registrazioni erano incise in solchi su fogli di
    stagnola avvolti intorno a un cilindro rotante;  l'inventore americano
    Charles Sumner Tainter li sostituì nel 1885 con cilindri  di  cera,  e
    poi  Emile  Berliner  nel 1887 introdusse l'uso di dischi rivestiti di
    cera.   Nel  1904  Berliner  apportò  un  miglioramento   ancora   più
    importante:  sul  disco  piatto  la  puntina vibrava lateralmente.  La
    maggior compattezza del disco eliminò quasi completamente dal  mercato
    l'ormai  superato  cilindro  di  Edison  (sul quale la puntina vibrava
    verticalmente).
    Nel 1925,  si cominciò a registrare usando l'elettricità,  mediante il
    microfono,  che traduceva il suono in una corrente elettrica modulata,
    grazie a  un  cristallo  piezoelettrico  che  sostituiva  la  membrana
    metallica  -  il  cristallo  permetteva  di  riprodurre  il  suono più
    fedelmente.   Negli  anni  trenta   furono   introdotte   le   valvole
    termoioniche con funzione amplificatrice.
    Nel 1948, il fisico americano di origine ungherese Peter Goldmark ideò
    il  "long-playing"  (L.P.),  con  i suoi 33 giri e un terzo al minuto,
    anziché i 78 giri in uso fino ad allora. Un L.P.  poteva contenere sei
    volte  più  musica  dei  vecchi  dischi,  consentendo di ascoltare una
    sinfonia senza dover di continuo voltare o cambiare disco.
    L'elettronica ha  reso  possibili  l'"alta  fedeltà"  ("hi-fi",  "high
    fidelity") e la "stereofonia", rimuovendo in pratica tutte le barriere
    meccaniche  tra l'orchestra e il cantante da una parte e l'ascoltatore
    dall'altra.
    La registrazione su nastro era già stata  inventata  nel  1898  da  un
    ingegnere   elettrotecnico  danese,   Valdemar  Poulsen,   ma  dovette
    aspettare alcuni  progressi  tecnologici  per  diventare  praticamente
    utilizzabile.  Un elettromagnete, rispondendo a una corrente elettrica
    modulata dalle onde sonore,  magnetizza il rivestimento (costituito di
    una speciale polvere) di un nastro o di un filo che gli scorre vicino;
    per  il  riascolto,  un altro elettromagnete «legge» l'andamento della
    magnetizzazione e lo traduce nuovamente in una  corrente,  che  a  sua
    volta riproduce il suono.

    La luce artificiale prima dell'elettricità.

    Di tutti i miracoli fatti dall'elettricità,  certo quello più popolare
    fu la trasformazione della notte in giorno. Gli uomini si erano difesi
    dall'oscurità paralizzante in  cui  piombavano  ogni  giorno  dopo  il
    tramonto con i falò degli accampamenti,  le torce,  le lampade a olio,
    le candele;  per circa mezzo milione di anni si poté contare  solo  su
    luci artificiali fioche e tremolanti.
    Il  diciannovesimo  secolo apportò qualche progresso in questi antichi
    metodi di illuminazione: l'olio di balena e poi il cherosene  adottati
    nelle  lucerne consentivano di ottenere un'illuminazione più chiara ed
    efficiente.  Il chimico austriaco Karl Auer von  Welsbach  scoprì  che
    circondando  la  fiamma di una lampada con una reticella cilindrica di
    cotone impregnata di composti di torio e di  cerio,  si  otteneva  una
    luce più bianca e più brillante. La "rete di Welsbach", brevettata nel
    1885,   aumentò   considerevolmente  la  luminosità  della  lampada  a
    petrolio.
    Fin dall'inizio del secolo  l'illuminazione  a  gas  venne  introdotta
    dall'inventore  scozzese  William  Murdock;  questi convogliò mediante
    condutture il gas di carbone fino a un becco da cui poteva esser fatto
    uscire e acceso. Nel 1802, per celebrare un momentaneo accordo di pace
    con Napoleone,  Murdock allestì una spettacolare illuminazione a  gas;
    nel  1803  la  sua  fabbrica  era  normalmente  illuminata  con questo
    sistema. Nel 1807 alcune strade di Londra vennero illuminate a gas,  e
    ben  presto l'usanza si diffuse.  Nel corso del secolo le grandi città
    diventarono sempre più illuminate di notte,  cosa che ridusse il tasso
    di criminalità e accrebbe la sicurezza dei cittadini.
    Il chimico americano Robert Hare scoprì che, indirizzando una fiamma a
    gas  molto  calda  su  un  blocco  di  ossido di calcio (o calce),  si
    otteneva una luce bianca molto  brillante,  che  venne  impiegata  per
    illuminare  i palcoscenici dei teatri molto meglio di quanto non fosse
    possibile in precedenza.
    Tutte queste forme  di  illuminazione,  dai  falò  ai  becchi  a  gas,
    comportano fiamme libere.  Inoltre c'è sempre il problema di accendere
    il combustibile - sia esso legno, carbone,  petrolio o gas - se non si
    dispone  già  di una fiamma nelle vicinanze.  Prima del diciannovesimo
    secolo il metodo meno laborioso consisteva nell'usare pietra focaia  e
    acciarino;  battendo  l'una  contro  l'altro  si  poteva  ottenere una
    scintilla,  che,  se si aveva fortuna,  poteva accendere  un'esca  (un
    materiale  infiammabile finemente suddiviso),  la quale,  a sua volta,
    poteva accendere una candela, e così via.
    All'inizio del diciannovesimo secolo, i chimici cominciarono a cercare
    un modo per rivestire un'estremità di un pezzo di legno  con  sostanze
    capaci  di  accendersi  se si innalzava la temperatura: era l'idea del
    "fiammifero".  A innalzare la temperatura era l'attrito;  sfregando il
    fiammifero su una superficie ruvida si produceva la fiamma.
    I  primi  fiammiferi  emanavano  molto fumo e un odore sgradevole;  le
    sostanze chimiche usate erano poi pericolosamente tossiche.  Solo  nel
    1845  i  fiammiferi  diventarono  davvero  innocui,  quando il chimico
    austriaco Anton Ritter von  Schrotter  introdusse  l'uso  del  fosforo
    rosso. Infine furono realizzati i "fiammiferi di sicurezza", in cui il
    fosforo  rosso  è posto su una piccola striscia ruvida applicata sulla
    scatola,  mentre  la  capocchia  del  fiammifero  contiene  gli  altri
    prodotti  chimici  necessari.  Né il fiammifero né la striscia possono
    accendersi  da  soli:  occorre  sfregarli  l'uno  contro  l'altra  per
    ottenere il fuoco.
    C'è stato anche un ritorno all'acciarino e alla pietra focaia,  ma con
    miglioramenti sostanziali. Al posto della pietra focaia si usa oggi il
    Mischmetal,  una miscela di metalli (soprattutto cerio) che,  sfregata
    contro  una  rotella  zigrinata,  produce  delle  scintille aventi una
    temperatura  molto  elevata.  Al  posto  dell'esca  vi  è  un  "fluido
    infiammabile". Il risultato è l'"accendisigaro".

    La luce elettrica.

    Le fiamme libere,  di un tipo o dell'altro,  non sono stabili, e, quel
    che  è  peggio,   costituiscono  un  costante  pericolo  di  incendio.
    Occorreva qualcosa di completamente nuovo;  d'altro canto, da tempo si
    sapeva che l'elettricità poteva fornire luce.  Le bottiglie  di  Leida
    producevano  scintille  quando  venivano  scaricate;  i  conduttori di
    corrente elettrica talvolta diventavano incandescenti. Entrambi questi
    fenomeni sono stati sfruttati per l'illuminazione.
    Nel 1805,  Humphry Davy fece scoccare una scarica elettrica  nell'aria
    interposta  tra  due conduttori;  mantenendo costante la corrente,  la
    scarica risultava continua; si aveva così un "arco elettrico".  Quando
    l'elettricità divenne meno costosa, si poterono utilizzare le "lampade
    ad arco" per l'illuminazione. A partire dal 1870 le strade di Parigi e
    di  qualche altra città furono illuminate con queste lampade;  la loro
    luce,  tuttavia,  era cruda e  tremolante  e  persisteva  il  pericolo
    d'incendio.
    Sarebbe  stato  preferibile  portare  all'incandescenza  un filamento,
    facendolo  percorrere  dalla  corrente  elettrica.  Naturalmente,  ciò
    doveva avvenire in assenza di ossigeno,  altrimenti dopo poco tempo il
    filamento  si  sarebbe  ossidato.   I  primi  tentativi  di  eliminare
    l'ossigeno consistettero semplicemente nell'eliminare l'aria: nel 1875
    Crookes  (in  occasione  delle  sue ricerche sui raggi catodici,  vedi
    capitolo settimo)  aveva  ideato  dei  sistemi  abbastanza  rapidi  ed
    economici per produrre un vuoto sufficiente per questo scopo; tuttavia
    i  filamenti  si rompevano troppo facilmente.  Nel 1878 Thomas Edison,
    fresco del trionfo riportato  con  il  fonografo,  annunciò  di  voler
    affrontare  il  problema.  Aveva solo trentun anni,  ma la sua fama di
    inventore era tale che il solo annuncio bastò a far crollare le azioni
    delle società del gas alle borse di New York e di Londra.
    Dopo centinaia di esperimenti e dopo incredibili frustrazioni,  Edison
    trovò  infine  un  materiale che poteva andar bene come filamento - un
    filo di  cotone  carbonizzato.  Il  21  ottobre  1879  accese  la  sua
    lampadina,   che  rimase  accesa  per  40  ore  di  seguito.  La  sera
    dell'ultimo dell'anno,  Edison ne diede  una  trionfale  dimostrazione
    pubblica,  illuminando  la  strada  principale di Menlo Park,  nel New
    Jersey,  dove si trovava il suo laboratorio.  Brevettò subito  la  sua
    lampadina e ne avviò la produzione su vasta scala.
    Edison  non  fu  però l'unico inventore della lampada a incandescenza;
    almeno un altro inventore poteva rivendicare tale scoperta:  l'inglese
    Joseph Swan che aveva esibito una lampada a filamento di carbone a una
    riunione  della  Chemical  Society di Newcastle-on-Tyne il 18 dicembre
    1878; Swan tuttavia riuscì a mettere in produzione la sua lampada solo
    nel 1881.
    Edison passò  a  occuparsi  del  problema  di  rifornire  le  case  di
    elettricità  in  misura  costante  e  sufficiente  per l'illuminazione
    domestica - compito che richiedeva almeno altrettanto  ingegno  quanto
    l'invenzione  della  lampadina.   In  seguito  alla  lampadina  furono
    apportati  due  importanti  miglioramenti.   Nel  1910  William  David
    Coolidge  della  General  Electric  Company  adottò  il tungsteno,  un
    materiale molto resistente al calore, per il filamento;  e,  nel 1913,
    Irving Langmuir introdusse nella lampadina l'azoto, un gas inerte, per
    ostacolare   l'evaporazione   e   la  rottura  del  filamento  che  si
    verificavano nel vuoto.
    L'argo (il cui uso venne introdotto nel 1920) serve allo scopo  ancora
    meglio dell'azoto, perché è completamente inerte. Il cripto, altro gas
    inerte,  va anche meglio,  perché consente al filamento di raggiungere
    temperature ancora superiori e di illuminare meglio,  senza  riduzione
    della durata.
    Per  mezzo  secolo  il  vetro  trasparente  delle  lampadine rimase un
    inconveniente, poiché il filamento all'interno risultava abbacinante e
    fastidioso da guardare come il  sole.  Un  ingegnere  chimico,  Marvin
    Pipkin,  ideò un metodo pratico per lavorare la superficie interna del
    vetro (all'esterno la lavorazione avrebbe solo favorito l'accumulo  di
    polvere,   assorbendo   in   parte  la  luce).   L'uso  di  "lampadine
    smerigliate"  offrì  finalmente  una  luce  riposante,   piacevole   e
    costante.
    L'avvento della luce elettrica eliminò il pericolo di incendi,  creato
    in passato dalle  fiamme  libere.  Purtroppo,  però,  esistono  ancora
    situazioni  in  cui  si  usano  fiamme,   e  probabilmente  sempre  ne
    esisteranno - nei caminetti, nelle cucine a gas, nelle caldaie a gas e
    a petrolio.  Particolarmente deprecabile è il fatto che  centinaia  di
    milioni di fumatori portano con sé la fiamma, sotto forma di sigarette
    accese  o  di accendini sempre in funzione.  Le perdite in beni e vite
    umane dovute a incendi provocati dalle sigarette (incendi di foreste e
    boscaglie,  o addirittura di  edifici)  difficilmente  possono  essere
    sopravvalutati.
    Il  filamento  incandescente delle lampadine ("luce da incandescenza",
    perché prodotta esclusivamente dal riscaldamento  del  filamento,  che
    oppone  resistenza al flusso della corrente elettrica) non costituisce
    l'unico modo per  ottenere  luce  dall'elettricità.  Per  esempio,  le
    cosiddette  "luci  al  neon"  (introdotte dal chimico francese Georges
    Claude nel 1910) sono dei tubi in cui una scarica elettrica eccita gli
    atomi del gas neon provocando l'emissione di una  vivace  luminescenza
    rossastra. La "lampada solare" contiene vapori di mercurio che, quando
    sono  eccitati  da una scarica,  emettono una radiazione ricca di luce
    ultravioletta;  questa  lampada  può  essere  usata,   oltre  che  per
    abbronzarsi,  anche  per  uccidere  batteri  o  generare fluorescenza.
    Quest'ultima ci conduce alle "lampade fluorescenti", presentate, nella
    loro forma attuale,  nel 1939 alla Fiera Mondiale di New York.  Qui la
    luce   ultravioletta   emessa   dai   vapori  di  mercurio  eccita  la
    fluorescenza in un "fosfòro" che riveste l'interno del tubo.  Dato che
    questa  luce  fredda  disperde  poca  energia  sotto  forma di calore,
    consuma meno elettricità.
    Un tubo fluorescente da 40 watt emette altrettanta luce e  assai  meno
    calore  di una lampadina a incandescenza da 150 watt.  Dopo la seconda
    guerra mondiale,  pertanto,  c'è stato un passaggio massiccio  all'uso
    dei tubi fluorescenti.  I primi usavano come fosfòri sali di berillio,
    che però diedero origine a casi di grave avvelenamento  ("berilliosi")
    in  seguito  alla  respirazione di polveri che contenevano tali sali o
    all'introduzione  della  sostanza  attraverso  tagli  provocati  dalla
    rottura  dei  tubi.  Dopo  il 1949 sono stati usati fosfòri assai meno
    pericolosi.
    L'ultimo sviluppo promettente in fatto di illuminazione elettrica è un
    metodo che converte direttamente l'elettricità in luce,  senza passare
    per  lo  stadio  della  formazione di luce ultravioletta.  Nel 1936 il
    fisico francese Georges Destriau scoprì che una corrente alternata  di
    elevata  intensità  poteva  rendere  luminescente  un  fosfòro come il
    solfuro    di    zinco.     Oggi     questo     fenomeno,     chiamato
    "elettroluminescenza",   viene   utilizzato  per  fabbricare  pannelli
    luminosi di materia plastica o di vetro,  contenenti dei  fosfòri;  si
    può  così  illuminare  un locale rendendo luminescente una parete o il
    soffitto: l'ambiente risulta immerso in una luce  diffusa,  tenuamente
    colorata.  Tuttavia  il  rendimento  dell'elettroluminescenza è per il
    momento ancora troppo basso perché questa forma di  illuminazione  sia
    competitiva rispetto agli altri sistemi.

    Fotografia.

    Probabilmente  nessuna  invenzione  connessa con la luce ha dato tanto
    piacere  all'umanità  quanto  la  fotografia.  Essa  ha  avuto  inizio
    dall'osservazione che la luce, entrando attraverso un forellino in una
    piccola camera oscura, forma un'immagine tenue e invertita della scena
    che  si  trova  all'esterno della camera.  Ricerche su questo fenomeno
    erano state condotte già  verso  il  1550  dallo  studioso  napoletano
    Giambattista  della  Porta.  Il rudimentale congegno prende il nome di
    "stenoscopio".
    La quantità di luce che penetra in  uno  stenoscopio  è  piccolissima;
    sostituendo  al  forellino una lente,  si può concentrare una quantità
    molto maggiore di luce, ottenendo un'immagine assai più luminosa.  Una
    volta  fatto  questo  passo,  occorreva  trovare  una reazione chimica
    sensibile  alla  luce.   Parecchi  ricercatori   si   impegnarono   in
    quest'impresa;  i più noti tra loro furono i francesi Joseph Nicephore
    Niepce e Louis Jacques Mande Daguerre e l'inglese  William  Henry  Fox
    Talbot.  Niepce  cercò  di  far  annerire dalla luce solare il cloruro
    d'argento e ottenne la prima rudimentale  fotografia  nel  1822;  essa
    aveva richiesto 8 ore di esposizione!
    Daguerre  si  associò  con  Niepce  poco  prima  che  questi morisse e
    migliorò di molto il procedimento.  Dopo aver esposto i sali d'argento
    alla  luce  solare,  egli  fece  sciogliere quelli che non erano stati
    modificati in tiosolfato di sodio,  secondo un procedimento  suggerito
    dallo scienziato John Herschel (figlio di William Herschel). Nel 1839,
    Daguerre produceva i "dagherrotipi", le prime vere fotografie, che non
    richiedevano più di venti minuti di esposizione.
    Talbot migliorò ancora il processo, producendo i "negativi", in cui le
    zone  colpite dalla luce risultano annerite: si ha quindi l'inversione
    tra zone chiare e zone scure.  Da  un  negativo  si  possono  ottenere
    quanti  "positivi"  si vogliono,  invertendo nuovamente i chiari e gli
    scuri,  cioè riportando le cose come erano  nell'originale.  Nel  1844
    Talbot pubblicò il primo libro illustrato con fotografie.
    La  fotografia ben presto dimostrò la sua enorme utilità ai fini della
    documentazione storica: negli anni  successivi  al  1850  gli  inglesi
    fotografarono scene della guerra di Crimea, e nel decennio seguente il
    fotografo  americano  Matthew  Brady,  con un'apparecchiatura che oggi
    considereremmo assolutamente  troppo  primitiva  per  essere  comunque
    utilizzata,  realizzò  le  sue  classiche  immagini  della  Guerra  di
    secessione americana.
    Per quasi mezzo secolo si dovettero usare "lastre umide",  cioè lastre
    di  vetro su cui era spalmata un'emulsione di sostanze chimiche;  esse
    andavano preparate sul posto e la fotografia andava  fatta  prima  che
    l'emulsione  si essiccasse.  Finché non furono superati questi limiti,
    solo esperti professionisti potevano fare riprese fotografiche.
    Nel 1878,  però,  un inventore americano,  George Eastman,  scoprì  un
    nuovo  procedimento  che  consisteva  nel  miscelare  l'emulsione  con
    gelatina,  e poi spalmarla sulla lastra;  lasciandola essiccare fino a
    che diventava un gel solido, essa era in grado di mantenere a lungo le
    sue  proprietà.  Nel 1884 Eastman brevettò la "pellicola fotografica",
    ottenuta spalmando il gel in un primo  tempo  sulla  carta,  poi,  nel
    1889,  sulla celluloide.  Nel 1888 mise a punto la Kodak, una macchina
    fotografica con cui si scattavano le foto  semplicemente  premendo  un
    bottone;  poi  la  pellicola  esposta  poteva essere consegnata per lo
    sviluppo a un laboratorio. Ora la fotografia poteva diventare un hobby
    per tutti,  e lo divenne.  Con il diffondersi di emulsioni sempre  più
    sensibili,  ci  fu  la  possibilità di scattare foto istantanee,  e si
    poterono eliminare le lunghe pose che  facevano  assumere  espressioni
    stralunate e innaturali.
    Si  sarebbe  pensato che era impossibile semplificare ulteriormente le
    cose, eppure nel 1947 un inventore americano, Edwin Herbert Land, ideò
    un apparecchio con un rullino di pellicola a doppio strato, formata da
    un normale negativo e da carta positiva,  tra i quali  sono  sigillati
    dei  prodotti  chimici.  Al  momento  opportuno  tali prodotti vengono
    liberati e sviluppano automaticamente la stampa positiva. Pochi minuti
    dopo lo scatto, la fotografia è pronta.
    Per tutto il diciannovesimo secolo le fotografie  erano  in  bianco  e
    nero,  prive  di  colore.  All'inizio  del  ventesimo secolo il fisico
    francese,  oriundo  del  Lussemburgo,   Gabriel  Lippmann  inventò  un
    procedimento per la fotografia a colori, per il quale gli fu assegnato
    il  premio  Nobel per la fisica del 1908.  Tuttavia si trattava di una
    falsa  partenza:  solo  nel  1936   venne   sviluppata   una   tecnica
    utilizzabile  per  la  fotografia  a  colori.  Questo  secondo,  e più
    fortunato,  tentativo era basato sull'osservazione,  fatta nel 1855 da
    Maxwell e von Helmholtz, che qualsiasi colore dello spettro può essere
    prodotto  dalla  combinazione  di  tre sole luci: rossa,  verde e blu.
    Basandosi su tale principio,  la pellicola a colori è composta di  tre
    strati   di   emulsione   -   uno   sensibile  alle  componenti  verdi
    dell'immagine,  l'altro a quelle rosse e il terzo  a  quelle  blu.  Si
    formano  così tre immagini distinte sovrapposte,  ciascuna delle quali
    riproduce l'intensità  della  luce  nella  rispettiva  porzione  dello
    spettro  luminoso  analogamente  a  quanto succede nella fotografia in
    bianco  e  nero.   Poi  la  pellicola  viene  trattata  in  tre  stadi
    successivi,  usando  coloranti  rossi,  blu e verdi per depositare sul
    negativo i colori appropriati. Ogni punto dell'immagine risulta da una
    particolare  combinazione  di  rosso,  verde  e  blu,  e  il  cervello
    interpreta   queste  combinazioni  ricostituendo  l'intera  gamma  dei
    colori.
    Nel 1959,  Land propose una nuova teoria della visione dei colori.  Il
    cervello,  secondo  Land,  non  ha  bisogno di una combinazione di tre
    colori per avere la sensazione di tutti i colori;  bastano due diverse
    lunghezze  d'onda,  o  insiemi  di  lunghezze  d'onda,  una  più lunga
    dell'altra di una data quantità  minima.  Per  esempio,  uno  dei  due
    insiemi di lunghezze d'onda potrebbe essere l'intero spettro,  cioè la
    luce bianca.  Dato che la lunghezza d'onda media della luce  bianca  è
    nella  regione  giallo-verde,  essa  può  fungere  da lunghezza d'onda
    «corta». Ora, un'immagine riprodotta mediante una combinazione di luce
    bianca e di luce rossa (quest'ultima che  funge  da  lunghezza  d'onda
    «lunga») risulta di tutti i colori.  Land ha anche ottenuto fotografie
    a colori con luce verde  e  luce  rossa  filtrate,  nonché  con  altre
    appropriate combinazioni di due colori.
    L'invenzione  del  cinema deriva da un'osservazione fatta per la prima
    volta nel 1824 dal medico inglese Peter Mark Roget. Questi notò che le
    immagini che si formano nell'occhio sono persistenti,  cioè durano per
    qualche frazione di secondo.  Dopo l'invenzione della fotografia molti
    sperimentatori,  soprattutto in Francia,  sfruttarono questo fatto per
    creare  l'illusione  del  moto,  presentando  una serie di immagini in
    rapida successione.  Tutti conosciamo quel giochetto che si fa con una
    serie di cartoncini illustrati, che, fatti scorrere rapidamente, danno
    l'impressione di una figura in moto che esegue acrobazie. Una serie di
    immagini,  ciascuna  leggermente  diversa dalla precedente,  che venga
    rapidamente proiettata  su  uno  schermo  a  intervalli  di  circa  un
    sedicesimo  di  secondo,  si  fonde  in  virtù della persistenza delle
    immagini sulla retina, dando l'impressione di un moto continuo.
    Fu Edison a presentare le prime immagini  in  movimento,  facendo  una
    serie  di  fotografie  su una stessa pellicola,  che poi fece scorrere
    velocemente in un proiettore che ne illuminava ciascuna con un  lampo.
    La  prima "pellicola cinematografica" di intrattenimento fu proiettata
    nel 1894; e, nel 1914, nelle sale cinematografiche si proiettava ormai
    il lungometraggio "La nascita di una nazione".
    Al cinema muto venne aggiunta una "colonna sonora" a partire dal 1927.
    Anche  la  colonna  sonora  è  basata  su  un   effetto   ottico:   la
    configurazione  delle  onde  sonore  della  musica e del parlato viene
    convertita mediante un microfono in una corrente  elettrica  modulata,
    la  quale  fa  accendere una lampadina che viene fotografata mentre si
    sviluppa l'azione del film. Quando il film,  con questa traccia ottica
    laterale, viene proiettato sullo schermo, la luminosità della lampada,
    variabile   secondo   la  configurazione  delle  onde  sonore,   viene
    riconvertita  in  corrente  elettrica  mediante  una  fotocellula  che
    sfrutta  l'effetto  fotoelettrico,  e  la  corrente  viene a sua volta
    riconvertita in suono.
    Due anni dopo l'uscita del primo    "film  sonoro",  "Il  cantante  di
    jazz", il cinema muto apparteneva ormai al passato e quasi altrettanto
    poteva  dirsi  del teatro di varietà.  Verso la fine degli anni trenta
    venne aggiunto anche  il  colore,  e  gli  anni  cinquanta  videro  lo
    sviluppo  delle  tecniche  dello  schermo panoramico,  nonché un breve
    periodo  di  fortuna  degli  effetti  tridimensionali  (3D),  ottenuti
    proiettando  sullo stesso schermo due immagini: lo spettatore,  usando
    occhiali polarizzatori, vedeva un'immagine distinta con ciascuno degli
    occhi, il che produceva un effetto stereoscopico.

    MOTORI A COMBUSTIONE INTERNA.
    Mentre il cherosene,  una  frazione  del  petrolio,  cedeva  il  passo
    all'elettricità nel campo dell'illuminazione artificiale, una frazione
    più leggera del petrolio,  la benzina, diventava indispensabile per un
    altro sviluppo tecnologico destinato a rivoluzionare la  vita  moderna
    altrettanto  a  fondo  quanto  i vari apparecchi elettrici.  Si tratta
    dello sviluppo del  "motore  a  combustione  interna",  così  chiamato
    perché  in  tale  motore  il  combustibile  viene  bruciato  dentro al
    cilindro,  in modo che i  gas  formatisi  sospingano  direttamente  il
    pistone.  Le  normali  macchine  a  vapore  sono  motori a combustione
    esterna, perché il combustibile viene bruciato all'esterno e il vapore
    viene successivamente introdotto, appena formato, nel cilindro.

    L'automobile.

    Questo motore  di  struttura  compatta,  nel  cui  cilindro  avvengono
    piccole esplosioni,  ha reso possibile fornire forza motrice a piccoli
    veicoli,  compito per il quale l'ingombrante macchina a vapore non era
    molto adatta.  Certamente «carrozze senza cavalli» azionate dal vapore
    erano già state ideate nel 1786,  allorché William  Murdock,  che  più
    tardi  avrebbe  introdotto l'illuminazione a gas,  ne costruì una.  Un
    secolo dopo,  l'inventore americano Francis Edgar Stanley  inventò  la
    famosa  «vaporiera  di  Stanley»,   che  per  un  certo  tempo  fu  in
    competizione con i  primi  veicoli  muniti  di  motore  a  combustione
    interna. Il futuro, però, era di questi ultimi.
    In  realtà  alcuni  motori a combustione interna erano stati costruiti
    all'inizio del diciannovesimo secolo,  prima che il petrolio  entrasse
    nell'uso comune. Come carburante, essi bruciavano vapori di trementina
    o  idrogeno.  Ma  fu solo con la benzina,  l'unico liquido che produce
    vapore ed è al  tempo  stesso  combustibile  e  ottenibile  in  grandi
    quantità,  che il motore a combustione interna poté diventare qualcosa
    di più di una semplice curiosità.
    Il primo motore a  combustione  interna  utilizzabile  in  pratica  fu
    costruito  nel 1860 da un inventore francese,  Etienne Lenoir,  che lo
    applicò a  un  piccolo  veicolo  divenuto  la  prima  «carrozza  senza
    cavalli»  di  questo  genere.  Nel  1876  l'ingegnere tedesco Nikolaus
    August Otto,  avendo avuto notizia del motore di  Lenoir,  costruì  un
    "motore  a  quattro  tempi".  Un  pistone  che  scorre  a tenuta in un
    cilindro viene spinto verso il basso,  e risucchia  nel  cilindro  una
    miscela di benzina e aria;  poi il pistone viene di nuovo spinto verso
    l'alto e comprime il vapore.  Al  punto  di  massima  compressione  il
    vapore  viene acceso ed esplode.  L'esplosione spinge il pistone verso
    il basso,  ed è questa fase attiva a far funzionare il motore,  che fa
    girare una ruota,  la quale a sua volta sospinge nuovamente il pistone
    verso l'alto nel cilindro,  espellendo i residui della combustione,  o
    "gas  di scarico" - quarto e ultimo stadio del ciclo.  A questo punto,
    la ruota,  agendo da volano,  spinge il pistone in basso  e  il  ciclo
    ricomincia.
    Un  ingegnere  scozzese,  Dugald  Clerk,  introdusse  quasi  subito un
    miglioramento: egli collegò un secondo cilindro,  in modo che  il  suo
    pistone fosse nella fase attiva mentre l'altro era nella fase morta di
    scarico; era così assicurata una erogazione d'energia più costante. In
    seguito  l'aggiunta di altri cilindri (oggi in genere i cilindri vanno
    da 4 a 8) aumentò la regolarità e la potenza del "motore alternativo".
    Questo genere di motore era indispensabile per avere delle  automobili
    utilizzabili   nella  pratica;   tuttavia  occorrevano  ancora  alcune
    invenzioni ausiliarie.  L'accensione  della  miscela  benzina-aria  al
    momento  giusto  costituiva  un problema.  Vennero adottati espedienti
    ingegnosi di ogni sorta,  ma nel 1923 divenne di uso comune un sistema
    basato sull'elettricità: quest'ultima viene fornita da una "batteria",
    che, come tutti i sistemi del genere, fornisce elettricità prodotta da
    una reazione chimica;  essa,  però, può essere ricaricata inviando una
    corrente elettrica in direzione  opposta  alla  scarica,  in  modo  da
    invertire   la   reazione  chimica  e  da  poter  ottenere  poi  altra
    elettricità.  La corrente inversa è fornita da un  piccolo  generatore
    azionato dal motore stesso.
    Il  tipo  più  comune  di  batteria  ricaricabile è formato da piastre
    alternate di piombo e ossido di piombo,  immerse in una  soluzione  di
    acido  solforico abbastanza concentrato.  La batteria fu inventata dal
    fisico francese  Gaston  Planté  nel  1859  e  perfezionata  nel  1881
    dall'ingegnere  elettrotecnico  americano  Charles  Francis Brush.  In
    seguito sono state inventate batterie più resistenti e più compatte  -
    per  esempio quella a nichel-ferro ideata da Edison verso il 1905 - ma
    dal punto di vista economico nessuna può competere con la batteria  al
    piombo.
    L'energia   fornita  dalla  batteria  viene  immagazzinata  nel  campo
    magnetico di un trasformatore,  chiamato "bobina  d'induzione",  e  la
    caduta  di  questo campo fornisce il brusco incremento di tensione che
    provoca la scintilla di accensione tra gli elettrodi  della  ben  nota
    candela.
    Una  volta  che  un  motore  a combustione interna si è messo in moto,
    seguiterà a girare per inerzia tra  uno  scoppio  e  l'altro.  Ma  per
    metterlo in moto occorre fornire energia dall'esterno. All'inizio esso
    veniva messo in moto a mano (mediante la manovella);  i fuoribordo e i
    tosaerba vengono ancora oggi avviati  a  strappo  con  una  corda.  La
    manovella richiedeva una notevole forza; e quando il motore si avviava
    capitava  che  la  manovella sfuggisse di mano,  girasse e rompesse il
    braccio del malcapitato manovratore.  Nel 1912  l'inventore  americano
    Charles  Franklin  Kettering  inventò  un  dispositivo  di "avviamento
    automatico",  che eliminava finalmente la manovella.  Esso è  azionato
    dalla batteria, che fornisce l'energia per i primi giri del motore.
    Le  prime automobili funzionanti furono costruite,  indipendentemente,
    nel 1885 dagli ingegneri tedeschi Gottlieb Daimler  e  Karl  Benz.  Ma
    quello  che  ne  fece  veramente un veicolo diffuso fu l'avvento della
    "produzione in serie".
    Il primo a ideare questa tecnica fu Eli Whitney,  che  merita  maggior
    riconoscimento per questo che per la sua invenzione più famosa, quella
    della  sgranatrice  di cotone.  Nel 1789,  Whitney ottenne dal governo
    federale una commessa di fucili per  l'esercito;  fino  ad  allora,  i
    fucili  erano  stati  fabbricati  uno per uno,  mettendo insieme pezzi
    singoli. Whitney ebbe l'idea di costruire pezzi uniformi,  in modo che
    ciascuno  andasse  bene  per qualsiasi fucile.  Quest'unica,  semplice
    innovazione - fabbricare pezzi standard,  intercambiabili per un  dato
    tipo  di articolo - è forse il fattore che maggiormente ha contribuito
    alla nascita della moderna industria basata sulla produzione in serie.
    Quando si  ebbero  a  disposizione  macchine  utensili,  fu  possibile
    stampare pezzi standard in numero praticamente illimitato.
    Fu  l'ingegnere  americano  Henry  Ford  che per primo sfruttò fino in
    fondo la nuova idea.  Egli aveva costruito la prima automobile (a  due
    cilindri)  nel  1892;  poi,  nel  1899,  era  passato  a lavorare come
    direttore tecnico per la Detroit Automobile Company.  Questa industria
    intendeva  produrre  automobili  fuori  serie,  ma Ford aveva in mente
    qualcos'altro.  Nel 1902 diede le dimissioni  e  si  mise  a  produrre
    automobili in proprio su vasta scala. Nel 1909, cominciò a sfornare il
    Modello  T;  e  nel  1913 cominciò a fabbricarlo secondo il sistema di
    Whitney - automobile dopo  automobile,  ognuna  esattamente  uguale  a
    quella precedente, e tutte fatte di parti uguali.
    Ford  comprese  di  poter  accelerare la produzione usando l'uomo come
    venivano usate le macchine, cioè facendo ripetere a ciascuno la stessa
    operazione parcellizzata in continuazione, con regolarità. L'inventore
    americano Samuel Colt (che aveva  inventato  la  rivoltella,  la  «sei
    colpi»)  aveva  fatto  i  primi passi in questa direzione nel 1847;  e
    l'industriale Ransom E. Olds aveva applicato il sistema all'automobile
    nel 1900.  Tuttavia Olds perse l'appoggio  dei  suoi  finanziatori,  e
    toccò  a Ford cogliere i frutti di questa intuizione.  Ford istituì la
    "catena di montaggio",  in cui ciascun operaio aggiungeva un pezzo  al
    prodotto quando questo gli passava davanti su un nastro trasportatore,
    finché,  alla  fine  della catena,  usciva l'automobile completa.  Con
    questo sistema si conseguivano due vantaggi economici: alti salari per
    gli  operai  e  automobili  che   si   potevano   vendere   a   prezzi
    incredibilmente bassi.
    Nel   1913,   Ford  fabbricava  mille  Modello  T  al  giorno.   Prima
    dell'interruzione della produzione, nel 1927,  ne erano stati messi in
    commercio 15 milioni e il prezzo era sceso a 290 dollari.  Poi ebbe il
    sopravvento la mania di cambiare modello ogni anno e Ford fu costretto
    ad adeguarsi allo sfoggio di varietà e novità  superficiali  che  fece
    salire  enormemente  i  prezzi  delle  automobili  e fece perdere agli
    americani gran parte dei vantaggi della produzione in serie.
    Nel 1892,  l'ingegnere meccanico tedesco Rudolf Diesel introdusse  una
    modifica del motore a combustione interna,  che lo rese più semplice e
    più economico quanto a combustibile.  Egli sottopose a forte pressione
    la  miscela  aria-carburante,  in  modo  che  bastasse il calore della
    compressione a  causare  l'accensione.  Il  "motore  diesel"  consentì
    l'utilizzo  di  frazioni  di petrolio a più alto punto di ebollizione,
    che non sono detonanti.  A causa dell'elevata compressione,  il motore
    doveva   essere   più   solido;    pertanto   il   motore   diesel   è
    considerevolmente più pesante di quello a benzina.  Ma  quando,  negli
    anni  venti,  fu  ideato  un  sistema  conveniente  di  iniezione  del
    combustibile, il motore diesel cominciò a essere preferito per camion,
    trattori,  autobus,  navi e locomotive,  e oggi è l'indiscusso re  del
    trasporto pesante.
    Miglioramenti  nella  composizione  della  stessa  benzina aumentarono
    ulteriormente il rendimento  del  motore  a  combustione  interna.  La
    benzina  è  una  miscela  complessa di molecole costituite da atomi di
    carbonio e di idrogeno ("idrocarburi"),  alcune delle  quali  bruciano
    più  rapidamente di altre.  E' controproducente una combustione troppo
    rapida,  perché farebbe esplodere la miscela  aria-benzina  in  troppi
    punti contemporaneamente,  producendo la "detonazione nel motore". Una
    combustione più lenta produce un'espansione uniforme del  vapore,  che
    dà al pistone una spinta regolare ed efficace.
    L'intensità di detonazione prodotta da una data benzina è misurata dal
    "numero  di  ottano";  questo  è  ottenuto  prendendo come riferimento
    l'"iso-ottano",  un idrocarburo  che  è  molto  lento  a  produrre  la
    detonazione,  misto  a  eptano,  che è invece molto rapido.  Una delle
    ragioni principali - fra molte altre - per cui si raffina la benzina è
    proprio quella di ottenere una miscela  di  idrocarburi  con  un  alto
    numero di ottano.
    I  motori per le automobili sono stati progettati nel corso degli anni
    con un "rapporto di compressione" sempre più elevato: cioè la  miscela
    aria-benzina   viene   compressa   a  densità  sempre  maggiori  prima
    dell'accensione;  si ha  così  una  maggiore  potenza,  ma  anche  una
    maggiore  tendenza  alla detonazione;  è per questo che si sono dovute
    sviluppare benzine con numero di ottano sempre maggiore.
    Il compito è stato facilitato dal ricorso a prodotti chimici  che,  se
    aggiunti  in piccole quantità alla benzina,  fungono da antidetonanti.
    Tra questi il più efficace è il "piombo tetraetile",  un composto  del
    piombo  le  cui  proprietà  furono  individuate  dal chimico americano
    Thomas Midgley,  e che fu utilizzato per la prima volta a questo scopo
    nel 1925. La benzina che lo contiene è "benzina al piombo", o "benzina
    etilata".  Se il piombo tetraetile fosse presente da solo,  gli ossidi
    di piombo che si formerebbero durante la combustione sporcherebbero  e
    guasterebbero   il   motore;   per  tale  ragione  si  aggiunge  anche
    etilbromuro: l'atomo metallico del piombo tetraetile  si  combina  con
    l'atomo  di  bromo  dell'etilbromuro  formando  bromuro di piombo,  il
    quale,  alla temperatura a cui brucia la benzina,  vaporizza  e  viene
    espulso con i gas di scarico.
    Il ritardo nell'accensione dopo la compressione,  nei combustibili per
    motori diesel (un ritardo eccessivo è indesiderabile),  è valutato per
    confronto con quello del "cetano" (o n-esadecano),  un idrocarburo che
    contiene sedici atomi di carbonio nella sua molecola,  contro gli otto
    dell'iso-ottano.  Pertanto si parla di "numero di cetano", a proposito
    dei combustibili diesel.
    I progressi non sono finiti. Nel 1923, arrivarono i pneumatici a bassa
    pressione, all'inizio degli anni cinquanta quelli senza camera d'aria,
    che resero più rari gli scoppi.  Negli  anni  quaranta  le  automobili
    ebbero  il  condizionamento  dell'aria,  ed  entrò  nell'uso il cambio
    automatico,   che  sostituì  quello  manuale.   Negli  anni  cinquanta
    arrivarono il servosterzo e il servofreno.  L'automobile è diventata a
    tal punto parte integrante del modo di  vivere  di  ogni  giorno  che,
    nonostante  l'alto  costo  della  benzina  e  il crescente pericolo di
    inquinamento, non sembra proprio che ci sia alcun modo di liberarsene,
    a meno che non intervenga una catastrofe universale.

    L 'aeroplano.

    Versioni più grandi dell'automobile furono gli autobus e i camion;  il
    petrolio sostituì il carbone sulle grandi navi,  ma il massimo trionfo
    del motore a combustione interna doveva venire dall'aria.  Nell'ultimo
    decennio  dell'Ottocento,  gli  uomini  avevano  realizzato il vecchio
    sogno di volare - un sogno più vecchio di Dedalo e di Icaro. Il volo a
    vela era ormai uno sport che contava i  suoi  appassionati.  Il  primo
    "aliante"  in  grado  di portare un uomo a bordo fu costruito nel 1853
    dall'inventore  inglese  George  Cayley.  In  realtà  trasportava  non
    proprio un uomo, ma un ragazzo. Il primo vero professionista di questo
    tipo  di impresa sportiva,  l'ingegnere tedesco Otto Lilienthal,  morì
    nel 1896 durante un volo in aliante. Nel frattempo si era fatta sempre
    più intensa l'aspirazione a decollare con  un  apparecchio  a  motore,
    anche se l'aliante è rimasto fino a oggi uno sport molto praticato.
    Il  fisico  e  astronomo americano Samuel Pierpont Langley tentò,  nel
    1902 e nel 1903,  di volare con un  aliante  munito  di  un  motore  a
    combustione interna e fu a un pelo dal riuscire nella sua impresa;  se
    non gli fossero mancati  a  un  certo  punto  i  soldi,  prima  o  poi
    probabilmente  ci  sarebbe  riuscito.  Le cose andarono diversamente e
    l'onore toccò ai fratelli Orville  e  Wilbur  Wright,  fabbricanti  di
    biciclette che si dedicavano all'aliante come hobby.
    Il 17 dicembre 1903,  a Kitty Hawk nella Carolina del Nord, i fratelli
    Wright si staccarono dal suolo su un  aliante  spinto  da  un'elica  e
    restarono in aria per 59 secondi,  volando per 260 metri.  Fu il primo
    volo in aeroplano della storia, ma passò quasi del tutto inosservato.
    Molto maggior interesse suscitarono i fratelli Wright quando  volarono
    per  40  chilometri e più e l'ingegnere francese Louis Blériot quando,
    nel 1909,  attraversò la Manica in aeroplano.  Le battaglie aeree e le
    imprese aviatorie della prima guerra mondiale eccitarono ancora di più
    l'immaginazione;  e  i  "biplani"  di quei tempi,  con le loro due ali
    tenute precariamente insieme da montanti e cavi, divennero familiari a
    un'intera  generazione  postbellica  di   frequentatori   di   cinema.
    L'ingegnere  tedesco Hugo Junkers progettò con successo un "monoplano"
    subito dopo la guerra; e la spessa ala singola, senza montanti,  prese
    il  sopravvento.  L'ingegnere  russo-americano  Igor Ivan Sikorsky nel
    1939 costruì un aereo a più motori e progettò il  primo  "elicottero",
    un aereo munito di pale nella parte superiore,  che poteva decollare e
    atterrare verticalmente e anche star fermo in volo.
    Tuttavia, nei primi anni venti,  l'aeroplano era ancora più o meno una
    curiosità - solo un nuovo e più terribile strumento di guerra,  oppure
    un oggetto di svago per spericolati e gente alla ricerca del  brivido.
    L'anno di nascita dell'aviazione, nel significato attuale del termine,
    fu  però  il  1927,  allorché Charles Augustus Lindbergh compì un volo
    senza scalo da New York a Parigi.  Il mondo impazzì di entusiasmo  per
    la  sua impresa,  ed ebbe inizio lo sviluppo di aerei più grandi e più
    sicuri.
    Due importanti innovazioni  furono  introdotte  nel  propulsore  degli
    aerei  dopo  che questi ebbero assunto il ruolo di mezzi di trasporto:
    la prima fu l'adozione del motore a turbina,  nel quale  i  vapori  ad
    altissima  temperatura della combustione,  espandendosi,  mettevano in
    moto una girante esercitando una pressione sulle sue palette,  anziché
    spingere i pistoni nei cilindri. Ne derivava un motore più semplice ed
    economico,  meno  esposto a guasti;  l'unico problema da risolvere era
    quello di trovare delle leghe adatte a sostenere le  alte  temperature
    dei  gas;  leghe  con  tale caratteristica furono realizzate nel 1939,
    dopo di che gli "aerei a turboeliche", che usavano un motore a turbina
    per azionare l'elica, si diffusero sempre più.
    Ciononostante la loro vita fu breve,  almeno  per  quanto  riguarda  i
    lunghi  voli,  perché  furono  ben  presto  sostituiti  dalla  seconda
    innovazione importante: "l'aereo a reazione",  o  jet.  Qui  la  forza
    motrice  è,  in  linea  di  principio,  la stessa che fa sfrecciare in
    avanti un palloncino  allorché  se  ne  apre  l'imboccatura  lasciando
    fuoriuscire  l'aria.  Il  principio  in  gioco  è  quello  di azione e
    reazione: il moto in una  data  direzione  dell'aria  che  si  espande
    uscendo  dal  palloncino suscita un moto,  o una spinta,  uguale nella
    direzione opposta - così come il moto in avanti della pallottola di un
    fucile provoca il rinculo.  Nel motore a reazione la  combustione  del
    carburante  produce gas molto caldi e ad alta pressione,  che spingono
    in avanti l'aereo con gran forza uscendo dallo  scarico  in  direzione
    opposta.  Anche un razzo si muove in base allo stesso principio, salvo
    che deve portare con sé  una  riserva  di  ossigeno  per  bruciare  il
    combustibile.
    Brevetti  per  la  "propulsione  a  reazione"  erano  stati depositati
    dall'ingegnere francese René Lorin fin dal 1913; ma a quell'epoca essi
    costituivano un progetto del tutto inapplicabile  agli  aeroplani.  La
    propulsione  a  reazione  è economica soltanto a velocità superiori ai
    650 chilometri all'ora.  Nel 1939  un  inglese,  Frank  Whittle,  fece
    volare un aereo a reazione abbastanza ben funzionante; nel gennaio del
    1944, infine, aerei a reazione furono messi in campo durante la guerra
    dalla Gran Bretagna e dagli Stati Uniti contro le "bombe volanti",  le
    V-1  tedesche,   aeromobili  senza  pilota  che  portavano  nel   muso
    l'esplosivo.
    Dopo  la  seconda  guerra  mondiale  furono costruiti jet militari che
    raggiungevano una velocità vicina a  quella  del  suono;  quest'ultima
    dipende dall'elasticità naturale delle molecole dell'aria,  cioè dalla
    loro capacità di spostarsi avanti  e  indietro.  Quando  un  aereo  si
    avvicina a tale velocità, le molecole dell'aria non riescono, per così
    dire,  a togliersi di mezzo e restano compresse davanti all'aereo, che
    di conseguenza viene sottoposto a sforzi e tensioni di ogni genere.  A
    questo  fenomeno  si  alludeva con l'espressione "barriera del suono",
    come se esistesse qualcosa di  materiale  a  cui  non  ci  si  potesse
    avvicinare  senza  pericolo  di  distruzione.  I test effettuati nelle
    gallerie del vento consentirono però di migliorare l'aerodinamica  dei
    velivoli,  così  che  il 14 ottobre 1947 un aereo razzo X-1 americano,
    pilotato da Charles Elwood Yeager,  «infranse la barriera del  suono».
    Per  la  prima  volta  nella  storia un essere umano aveva superato la
    velocità  del  suono.  Le  battaglie  aeree  nella  guerra  di  Corea,
    all'inizio degli anni cinquanta, furono combattute da aerei a reazione
    che  si  spostavano  a  velocità  tali  che furono relativamente pochi
    quelli abbattuti.
    Il rapporto tra la velocità di un oggetto e la velocità del suono (che
    è di 1190 chilometri all'ora nell'aria a 0 gradi C) nel mezzo  in  cui
    l'oggetto  si sposta è chiamato "numero di Mach",  dal nome del fisico
    austriaco Ernst Mach,  che fu il primo a studiare teoricamente,  verso
    la  metà  del  diciannovesimo  secolo,  le conseguenze del moto a tali
    velocità. Negli anni sessanta, le velocità degli aerei erano superiori
    a Mach 5,  cosa resa possibile dall'aereo  sperimentale  X-15,  i  cui
    razzi  lo  spingevano  per  brevi  periodi  di  tempo  così in alto da
    consentire ai piloti di considerarsi astronauti.  Gli  aerei  militari
    viaggiano a velocità inferiori, e quelli commerciali a velocità ancora
    più basse.
    Un  aereo  che  si muove a "velocità supersonica" (superiore a Mach 1)
    spinge le sue onde sonore dinnanzi a sé,  perché viaggia più veloce di
    loro. Se l'aereo si trova a bassa quota, il cono delle onde d'urto può
    raggiungere  il suolo e provocare il ben noto e caratteristico "bang".
    (Lo schiocco di una frusta è anch'esso un  bang  sonico  in  miniatura
    perché,  se  si  maneggia  la frusta opportunamente,  il suo apice può
    raggiungere una velocità supersonica.)
    Il volo supersonico commerciale  fu  inaugurato  negli  anni  settanta
    dall'anglo-francese  Concorde,  capace  di attraversare l'Atlantico in
    tre ore,  viaggiando a  velocità  doppia  di  quella  del  suono.  Una
    versione  americana  di  aereo  S.S.T.   ("aeromobile  supersonico  da
    trasporto") abortì nel 1971, a causa di polemiche sui rumori eccessivi
    prodotti negli aeroporti e sulla possibilità di danni all'ambiente. E'
    stato messo in rilievo da alcuni il fatto che questa è stata la  prima
    volta  che  un  progresso tecnologico fattibile non è stato realizzato
    perché è apparso non desiderabile, la prima volta che gli esseri umani
    hanno detto: «Potremmo, ma preferiamo non farlo».
    In complesso,  probabilmente è stato un bene,  perché a quanto pare  i
    vantaggi non giustificavano i costi. Il Concorde è stato un fallimento
    dal punto di vista economico, (nota) e il programma S.S.T. sovietico è
    stato  compromesso  quando  uno  di tali aerei si è schiantato a terra
    durante un'esibizione a Parigi, nel 1973.

    NOTA: A dieci anni dal suo primo volo (21 gennaio 1976) il Concorde  è
    diventato economicamente attivo. Causa principale di questa inversione
    di tendenza è stata l'acquisizione di nuove rotte transatlantiche e il
    calo del prezzo del greggio. [N.d. R.]

    ELETTRONICA.

    La radio.

    Nel 1888,  Heinrich Hertz condusse il famoso esperimento che rivelò le
    onde radio,  la cui esistenza era stata prevista venti anni  prima  da
    James Clerk Maxwell (vedi capitolo ottavo).  Una corrente alternata ad
    alta tensione provocava una sovratensione  transitoria  prima  in  una
    sferetta  metallica,  poi  in  una  seconda,  separate  da una piccola
    intercapedine di aria.  Ogni volta che il  potenziale  raggiungeva  un
    massimo  in una direzione o nell'altra,  scoccava una scintilla fra le
    due  sferette;  le  equazioni  di  Maxwell  prevedevano  che,  in  una
    situazione  di  questo  genere,  si  sarebbe  prodotta  una radiazione
    elettromagnetica.  Hertz usò un rivelatore  formato  da  una  semplice
    spira  metallica  interrotta in un punto,  per rivelare la presenza di
    tale energia. Come la corrente dava origine a una radiazione nel primo
    circuito, così la radiazione avrebbe dovuto dar origine a una corrente
    nel circuito rivelatore. Infatti Hertz poté scorgere piccole scintille
    che saltavano fra i due terminali del rivelatore,  situato dalla parte
    opposta  della stanza rispetto alla bobina che emetteva la radiazione.
    L'energia era stata dunque trasmessa attraverso lo spazio.
    Spostando il rivelatore in punti diversi della stanza,  Hertz riuscì a
    determinare  la  forma  delle  onde.  Dove  le scintille erano forti e
    brillanti, le onde erano a un massimo o a un minimo.  Nei punti in cui
    non si produceva alcuna scintilla,  doveva esserci un nodo delle onde;
    in tal modo egli poté calcolare la lunghezza d'onda della radiazione e
    scoprì che si trattava di onde enormemente più lunghe di quelle  della
    luce.
    Nel  decennio  successivo  varie  persone compresero che era possibile
    usare le onde hertziane per trasmettere messaggi  da  un  luogo  a  un
    altro,  perché  le  onde  erano  abbastanza  lunghe  da  aggirare  gli
    ostacoli.  Nel 1890,  il fisico francese  Edouard  Branly  costruì  un
    rivelatore  più avanzato,  sostituendo alla spira metallica un tubo di
    vetro pieno di limatura metallica a cui erano collegati dei fili e una
    batteria.  La limatura non lasciava passare la corrente della batteria
    se non vi si induceva una corrente alternata ad alta tensione, proprio
    come avveniva con le onde hertziane. Con questo ricevitore Branly poté
    rivelare  la  presenza  di  onde  hertziane alla distanza di quasi 150
    metri. In seguito il fisico inglese Oliver Joseph Lodge (che più tardi
    si conquistò  una  dubbia  fama  come  paladino  dello  spiritualismo)
    modificò questo apparecchio riuscendo a captare segnali a una distanza
    di quasi un chilometro e a inviare messaggi in alfabeto Morse.
    L'inventore   italiano   Guglielmo  Marconi  scoprì  che  si  potevano
    migliorare ulteriormente le cose collegando un lato del  generatore  e
    del  ricevitore  a  terra  e  l'altro a un filo metallico,  che fu poi
    chiamato "antenna" (suppongo per la sua somiglianza con quella  di  un
    insetto). Usando generatori molto potenti, Marconi riuscì, nel 1896, a
    inviare  segnali  a una distanza di una quindicina di chilometri,  nel
    1898, a far loro attraversare la Manica e, nel 1901, l'Atlantico.  Era
    così nato il cosiddetto telegrafo senza fili, o, come si disse poi, la
    "radiotelegrafia", o in breve la "radio".
    Marconi  elaborò  un  sistema  per  eliminare dai segnali le "scariche
    statiche" (o disturbi) e per sintonizzarsi solo sulle lunghezze d'onda
    emesse dal trasmettitore.  Per le sue invenzioni Marconi condivise  il
    premio  Nobel  per  la  fisica  nel  1909  con  il fisico tedesco Karl
    Ferdinand Braun,  che aveva  contribuito  allo  sviluppo  della  radio
    mostrando che certi cristalli lasciano passare la corrente in una sola
    direzione;  si poteva così convertire la normale corrente alternata in
    corrente continua,  come era necessario per la trasmissione  radio.  I
    cristalli  avevano un comportamento discontinuo,  e nel primo decennio
    del secolo la gente passava ore china sui "ricevitori  a  galena"  nel
    tentativo di captare i segnali.
    Il  fisico  americano Reginald Aubrey Fessenden progettò un generatore
    speciale di correnti alternate ad alta frequenza  (che  permetteva  di
    fare  a  meno  del  generatore  a  scintilla)  e  ideò  un sistema per
    "modulare"  l'onda  radio  in   modo   che   essa   trasportasse   una
    configurazione  che  riproduceva  l'onda  sonora.  Quello  che  veniva
    modulato era l'ampiezza (o altezza) delle onde;  di conseguenza questo
    sistema prese il nome di "modulazione di ampiezza", e oggi è noto come
    "radio  A.M.".  La  vigilia  di  Natale del 1906 per la prima volta un
    ricevitore radio emise della musica e delle parole.
    I  primi  entusiasti  della  radio  dovevano  star  vicini   al   loro
    apparecchio,  portando una cuffia. Occorreva "amplificare" il segnale,
    cioè rinforzarlo, e il mezzo lo fornì una scoperta che era stata fatta
    da Edison - la sua unica scoperta di scienza «pura».
    Nel 1883,  in uno dei suoi esperimenti volti a migliorare la lampadina
    elettrica,  Edison  sigillò  un  filo  metallico all'interno del bulbo
    vicino  al  filamento  incandescente   e   notò   con   sorpresa   che
    l'elettricità  passava  dal  filamento incandescente al filo metallico
    attraverso l'aria interposta.  Dato  che  questo  fenomeno  non  aveva
    alcuna  utilità  per i suoi scopi,  Edison,  da quell'uomo pratico che
    era,  si limitò ad annotarlo nel suo taccuino e se  ne  dimenticò.  Ma
    l'"effetto  Edison"  assunse  un'importanza  davvero  grande quando si
    scoprì l'elettrone e fu chiaro che una  corrente  che  attraversa  uno
    spazio vuoto significa un flusso di elettroni.  Il fisico inglese Owen
    Willans Richardson mostrò,  in esperimenti condotti tra il 1900  e  il
    1903,   che  gli  elettroni  «evaporano»  fuoriuscendo  dai  filamenti
    metallici riscaldati nel vuoto.  Per le sue ricerche egli ricevette il
    premio Nobel per la fisica del 1928.
    Nel  1904,  l'ingegnere  elettrotecnico  inglese  John Ambrose Fleming
    applicò brillantemente l'effetto Edison, ponendo in un bulbo,  intorno
    al  filamento,  una  piastrina di metallo cilindrica (detta "placca"),
    che poteva comportarsi in  due  modi:  se  era  carica  positivamente,
    attraeva  gli  elettroni  che  «evaporavano» dal filamento riscaldato,
    creando un circuito in cui passava corrente elettrica; ma se la placca
    era carica  negativamente,  respingeva  gli  elettroni,  impedendo  il
    passaggio della corrente.  Supponiamo ora di collegare alla placca una
    sorgente di corrente alternata: quando questa scorre in una direzione,
    la placca si carica positivamente e lascia  passare  la  corrente  nel
    tubo;  quando  la  direzione  della corrente alternata si inverte,  la
    placca si carica negativamente e nel tubo non passa corrente. Pertanto
    la placca lascia passare corrente in una sola direzione;  in  pratica,
    converte  una  corrente  alternata  in corrente continua.  Dato che un
    siffatto  congegno  funge  da  valvola  rispetto  al  passaggio  della
    corrente, esso viene chiamato, logicamente, "valvola" (anche se talora
    la si chiama,  piuttosto impropriamente, tubo); gli scienziati l'hanno
    definita "diodo",  a causa dei due  elettrodi  -  il  filamento  e  la
    placca.
    La  "valvola  elettronica"  (o  "tubo  elettronico  a  vuoto"),  usata
    all'inizio  soprattutto  nella  radio,   controlla  il  passaggio   di
    elettroni  nel  vuoto  anziché  quello di una corrente elettrica in un
    filo.  Gli elettroni possono essere  controllati  in  modo  molto  più
    sensibile della corrente, per cui le valvole (e tutti i loro derivati)
    aprirono  la  via  a innumerevoli nuovi congegni elettronici capaci di
    svolgere compiti impossibili per un semplice  congegno  elettrico.  Lo
    studio  e  l'utilizzazione  delle  valvole  elettroniche  e  dei  loro
    derivati ha preso il nome di "elettronica".
    Nella  sua  forma  più  semplice,  la  valvola  elettronica  funge  da
    rettificatore  e,  essendo  molto  più  affidabile,  ha  sostituito  i
    cristalli usati in precedenza. Nel 1907,  l'inventore americano Lee De
    Forest  fece  un ulteriore passo avanti,  inserendo un terzo elettrodo
    nel tubo,  cioè facendone un "triodo".  Il terzo elettrodo consiste in
    una  piastrina  forata ("griglia") posta tra il filamento e la placca.
    La griglia attrae gli elettroni e ne accelera il flusso dal  filamento
    alla placca (attraverso i fori). Basta un piccolo aumento della carica
    positiva  della  griglia  a produrre un forte aumento del flusso degli
    elettroni;  di conseguenza anche la piccola carica aggiunta da  deboli
    segnali  radio  farà  aumentare  di molto il flusso di corrente;  tale
    corrente rispecchierà tutte le variazioni provocate dalle onde  radio.
    Il  triodo,  insomma,  funge  da  amplificatore.  I  triodi,  e  altre
    modificazioni  del  tubo  elettronico  ancora  più   complesse,   sono
    diventati essenziali,  non solo per gli apparecchi radio, ma per tutti
    i tipi di apparecchiature elettroniche.
    Per assicurare alla radio la massima diffusione occorreva fare  ancora
    un  passo  avanti.   Durante  la  prima  guerra  mondiale  l'ingegnere
    elettrotecnico  americano   Edwin   Howard   Armstrong   progettò   un
    apparecchio  che  abbassava  la  frequenza delle onde radio,  cosa che
    all'epoca aveva lo scopo di avvistare  gli  aerei,  ma  che,  dopo  la
    guerra,  trovò  un'altra  applicazione  nelle radio.  Il "ricevitore a
    supereterodina"   di   Armstrong    rese    possibile    sintonizzarsi
    distintamente   con  una  data  frequenza  semplicemente  girando  una
    manopola, mentre prima era un'impresa abbastanza difficoltosa regolare
    la ricezione entro una gamma piuttosto vasta di  frequenze  possibili.
    Nel  1921,  una  stazione di Pittsburgh istituì per la prima volta dei
    regolari  programmi  radio.   Altre  stazioni  seguirono   in   rapida
    successione;  e  con  la  possibilità  di  regolare  il  volume  e  di
    sintonizzarsi su una data stazione  solo  girando  una  manopola,  gli
    apparecchi radio si diffusero enormemente. Nel 1927, divenne possibile
    parlare  per  telefono attraverso l'oceano con l'aiuto della radio: la
    "telefonia senza fili" era ormai un fatto compiuto.
    Restava  il  problema  delle   scariche   statiche.   I   sistemi   di
    sintonizzazione   introdotti   da   Marconi   e  dai  suoi  successori
    minimizzavano il «rumore» provocato da disturbi atmosferici e da altre
    sorgenti elettriche,  ma non  li  eliminavano  del  tutto.  Fu  ancora
    Armstrong  che  trovò  la  soluzione.  Nel  1935,  alla modulazione di
    ampiezza,  che era soggetta a interferenze da parte di modulazioni  di
    ampiezza  casuali,  egli sostituì la "modulazione di frequenza": cioè,
    mantenne costante l'ampiezza dell'onda radio portante e le  sovrappose
    una  variazione  di  frequenza;  se  l'onda  sonora  aveva  una grande
    ampiezza,  si  rendeva  bassa  la  frequenza  dell'onda  portante,   e
    viceversa.  La modulazione di frequenza ("F.M.") in pratica eliminò le
    scariche statiche;  dopo la seconda guerra mondiale la modulazione  di
    frequenza  venne  adottata  soprattutto  per  i  programmi  di  musica
    classica.

    La televisione.

    La televisione fu un inevitabile sviluppo della radio,  così  come  il
    cinema  sonoro  fu  la  continuazione  naturale  del  cinema muto.  Il
    precursore tecnico della televisione fu la  trasmissione  di  immagini
    mediante  filo,  il  che  implicava  di  tradurre  un'immagine  in una
    corrente  elettrica.   Un  sottile  pennello  di   luce   attraversava
    l'immagine   su   una   pellicola  fotografica  raggiungendo  un  tubo
    fotoelettronico  posto  dietro  a  essa;   dove   la   pellicola   era
    relativamente  opaca,  si generava nel tubo una debole corrente mentre
    là dove era più  chiara  si  formava  una  corrente  più  intensa.  Il
    pennello  luminoso  analizzava  rapidamente  l'immagine  da sinistra a
    destra,   riga  per  riga,   producendo  una  corrente  variabile  che
    rappresentava tutta quanta l'immagine.  Tale corrente veniva trasmessa
    via filo,  e a destinazione riproduceva l'immagine su  una  pellicola,
    invertendo il processo.  Queste foto trasmesse via filo (telefoto) già
    nel 1907 viaggiavano tra Parigi e Londra.
    La televisione è la trasmissione, anziché di una fotografia ferma,  di
    un  immagine  in  movimento  -  presa  dal  vivo  o  da  un  film.  La
    trasmissione deve essere estremamente veloce,  il  che  significa  che
    l'azione va analizzata molto rapidamente;  la distribuzione dei chiari
    e degli scuri dell'immagine viene convertita in una  distribuzione  di
    impulsi  elettrici  mediante  una  fotocamera che usa,  al posto della
    pellicola,  un rivestimento di metallo che emette elettroni  quando  è
    colpito dalla luce.
    Qualcosa  di simile alla televisione fu esibito per la prima volta nel
    1926 dall'inventore scozzese John  Logie  Baird.  Tuttavia,  la  prima
    telecamera   (apparecchio   da   ripresa  televisiva)  funzionante  fu
    l'"iconoscopio",  brevettato  nel  1938  dall'inventore  americano  di
    origine  russa  Vladimir  Kosma  Zworykin.  Nell'iconoscopio  la parte
    posteriore dell'apparecchio è rivestita di un gran numero di minuscole
    goccioline di cesio-argento,  ciascuna delle quali  emette  elettroni,
    quando  il  pennello  luminoso  la  colpisce,  proporzionalmente  alla
    intensità  della  luce.   Più  tardi   l'iconoscopio   fu   sostituito
    dall'"orticonoscopio",  un  perfezionamento  in cui il rivestimento di
    cesio-argento è tanto sottile da permettere agli elettroni  emessi  di
    procedere  fino  a  raggiungere una sottile lastra di vetro che emette
    ancora più elettroni.  Questa amplificazione  aumenta  la  sensibilità
    della  telecamera  alla  luce,  eliminando  la  necessità di una forte
    illuminazione.
    Il ricevitore televisivo è una varietà di tubo a  raggi  catodici.  Un
    fascio  di  elettroni  emessi  da un filamento ("cannone elettronico")
    colpisce uno schermo  rivestito  di  una  sostanza  fluorescente,  che
    brilla  in proporzione all'intensità del fascio.  Coppie di elettrodi,
    controllando la direzione del fascio,  fanno in modo che esso effettui
    la  scansione di tutto lo schermo da destra a sinistra in una serie di
    centinaia di  righe  orizzontali,  ciascuna  immediatamente  sotto  la
    precedente;  l'intera  scansione dell'immagine contenuta sullo schermo
    viene effettuata in questo  modo  in  un  trentesimo  di  secondo.  Il
    pennello elettronico procede a «dipingere» le immagini successive alla
    velocità  di  trenta  al  secondo.  In  nessun istante sullo schermo è
    attivato più di un punto (luminoso o  oscuro,  a  seconda  dei  casi),
    eppure,  grazie alla persistenza retinica,  noi vediamo non solo delle
    immagini  complete,   ma  addirittura  una  sequenza  ininterrotta  di
    movimenti e di azione.
    Trasmissioni  televisive  a  livello  sperimentale ebbero inizio negli
    anni  venti,  ma  l'utilizzo  commerciale  della  televisione  dovette
    attendere fino al 1947;  a partire da tale data,  essa ha praticamente
    monopolizzato il campo dello spettacolo e dell'intrattenimento.
    Verso la metà degli anni cinquanta vennero introdotte  due  migliorie:
    venne  introdotta  la  televisione  a  colori,  ottenuta ponendo nello
    schermo  tre  tipi  di  materiali  fluorescenti   predisposti   perché
    reagissero  rispettivamente  al  verde,  al  rosso  e  al  blu;  e  la
    "videoregistrazione",  un tipo di registrazione su  nastro  abbastanza
    simile  alla  colonna  sonora  dei  film,  che  consentì di riprodurre
    programmi o eventi registrati con una qualità migliore di  quella  che
    si otteneva passando attraverso una pellicola cinematografica.

    Il transistor.

    Negli  anni  ottanta  il  mondo  è  entrato nell'"era della cassetta".
    Cassette di piccole dimensioni in cui il  nastro  può  essere  avvolto
    avanti  e  indietro  riproducendo  musica  ad alta fedeltà - magari in
    apparecchi a pila, in modo che la gente possa andarsene in giro o fare
    i lavori di casa tenendosi la cuffia in testa e ascoltando  suoni  che
    gli  altri  non  possono  sentire  -  invasero il mercato,  ben presto
    seguite dalle "videocassette",  che consentono di vedere  sul  proprio
    piccolo  schermo  un  film  o  un programma televisivo precedentemente
    registrati.
    La valvola elettronica,  il cuore di tutti gli apparecchi elettronici,
    finì  per  diventare  un  fattore limitante;  solitamente le parti che
    compongono un apparecchio vengono  perfezionate  gradualmente  con  il
    tempo,  nel  senso  che  acquistano  maggiore  efficienza  e  maggiore
    flessibilità e riducono le loro dimensioni e la loro  massa,  processo
    che talora viene chiamato "miniaturizzazione". La valvola elettronica,
    invece,  diventò  una  strozzatura  sulla via della miniaturizzazione,
    perché doveva restare  abbastanza  grande  da  contenere  un  notevole
    volume  di  vuoto,  se  non si voleva che tra i vari componenti al suo
    interno passasse indebitamente elettricità,  essendo essi troppo  poco
    distanziati.
    Aveva  anche  altri  difetti: poteva rompersi o «perdere»,  diventando
    inutilizzabile.  (Nei primi apparecchi radiofonici e televisivi i tubi
    venivano  sostituiti  continuamente;  soprattutto  per  i  televisori,
    sembrava quasi indispensabile la presenza costante di un addetto  alle
    riparazioni.)  Inoltre  le  valvole non entravano in funzione finché i
    filamenti non si erano riscaldati a sufficienza,  il che richiedeva il
    passaggio di una notevole quantità di corrente;  e ci voleva del tempo
    perché l'apparecchio «si scaldasse». Poi,  del tutto inaspettatamente,
    saltò  fuori  una  soluzione.  Negli anni quaranta vari scienziati dei
    Bell  Telephone  Laboratories  si  misero  a  studiare  i   cosiddetti
    "semiconduttori",  cioè dei materiali,  come il silicio e il germanio,
    che conducono l'elettricità solo parzialmente:  si  voleva  capire  la
    ragione di questo fenomeno.  I ricercatori dei Bell Lab scoprirono che
    si poteva accrescere la conducibilità miscelando  tracce  di  impurità
    con i materiali semiconduttori.
    Consideriamo  il  caso di un cristallo di germanio puro: ogni atomo ha
    quattro elettroni nel suo strato  più  esterno,  ciascuno  dei  quali,
    nell'ordinato reticolo cristallino, si accoppia con un elettrone di un
    atomo  di  germanio contiguo,  così che tutti gli elettroni si trovano
    accoppiati in legami stabili.  Questa disposizione è simile  a  quella
    del  diamante;  per  questo  il germanio,  il silicio e altre sostanze
    analoghe vengono detti "adamantini".
    Se  si  introduce  una  piccola  quantità  di   arsenico   in   questa
    disposizione cosiddetta adamantina,  le cose si complicano: l'arsenico
    ha cinque elettroni nel suo strato esterno;  un atomo di arsenico  che
    sostituisca  un  atomo  di  germanio  nel  cristallo  potrà accoppiare
    quattro dei suoi cinque elettroni con gli  atomi  vicini,  ma  il  suo
    quinto  elettrone non troverà un compagno e resterà libero.  Se ora si
    applica una tensione elettrica a  questo  cristallo,  l'elettrone  non
    legato si muoverà, dirigendosi verso l'elettrodo positivo. Il suo moto
    non  sarà  altrettanto  libero  quanto  quello  degli  elettroni in un
    conduttore;  purtuttavia il cristallo condurrà l'elettricità meglio di
    un nonconduttore, come lo zolfo o il vetro.
    Fin  qui nulla di molto sorprendente;  ma ora consideriamo un caso più
    singolare. Aggiungiamo al germanio un po' di boro anziché di arsenico:
    l'atomo del boro ha nello strato più esterno  solo  tre  elettroni,  i
    quali  possono accoppiarsi con gli elettroni di tre atomi di germanio;
    che ne sarà dell'elettrone del quarto atomo di  germanio  contiguo  al
    boro?  Esso  si accoppierà con un buco!  Il termine «buco» - in realtà
    quello tecnico è «lacuna» - è appropriato;  infatti il  luogo  in  cui
    l'elettrone  dovrebbe trovare il suo partner nel cristallo di germanio
    puro si comporta effettivamente come un posto vuoto: se si applica una
    tensione al cristallo «drogato» con il boro,  l'elettrone più  vicino,
    attratto  dall'elettrodo  positivo,   andrà  a  finire  nella  lacuna,
    lasciando a sua  volta  una  lacuna  nel  luogo  in  cui  si  trovava;
    l'elettrone  contiguo,   più  distante  dall'elettrodo  positivo,   si
    sposterà nella nuova lacuna.  Così,  in  pratica,  sarà  la  lacuna  a
    spostarsi,  dirigendosi  verso  l'elettrodo negativo,  cioè muovendosi
    esattamente come un elettrone, ma in direzione opposta.  In breve,  il
    cristallo è diventato un conduttore di corrente elettrica.
    Per funzionare a dovere,  il cristallo deve essere quasi perfettamente
    puro,  con l'aggiunta di una ben definita quantità della  impurità  in
    questione (arsenico o boro).  Il semiconduttore germanio-arsenico, con
    il suo elettrone vagante,  viene  chiamato  di  "tipo  n"  (negativo),
    mentre  quello  germanio-boro,  in  cui  a  vagare è una lacuna che si
    comporta come se fosse carica  positivamente,  è  detto  di  "tipo  p"
    (positivo).
    A  differenza di quanto avviene nei conduttori normali,  la resistenza
    elettrica dei  semiconduttori  cala  al  crescere  della  temperatura,
    perché  le  temperature  superiori  indeboliscono la presa degli atomi
    sugli  elettroni,   consentendo  a  questi  ultimi  di  muoversi   più
    liberamente.   (Nei   conduttori  metallici  gli  elettroni  sono  già
    abbastanza liberi alle temperature ordinarie, così che, accrescendo le
    temperature, si aumenta il moto casuale,  che ostacola il flusso degli
    elettroni  in risposta al campo elettrico.) Determinando la resistenza
    di un semiconduttore si possono misurare temperature troppo  alte  per
    venire  convenientemente  misurate  in  altro  modo: semiconduttori di
    questo genere vengono pertanto chiamati "termistori".
    Ma i semiconduttori in combinazione tra loro possono fare  ben  altro:
    supponiamo di fabbricare un cristallo di germanio per metà di tipo "p"
    e  per  metà  di  tipo  "n".  Se colleghiamo la parte di tipo "n" a un
    elettrodo negativo e quella di tipo "p" a uno positivo,  gli elettroni
    della  parte  di tipo "n" si sposteranno attraverso il cristallo verso
    l'elettrodo positivo,  mentre  le  lacune  della  parte  di  tipo  "p"
    migreranno in direzione opposta, verso l'elettrodo negativo, generando
    quindi  una  corrente  nel  cristallo.   Invertendo  la  situazione  -
    collegando,  cioè,  la parte "n" del  semiconduttore  con  l'elettrodo
    positivo e viceversa - si otterrà di far viaggiare gli elettroni della
    parte  di tipo "n" verso l'elettrodo positivo - allontanandosi,  cioè,
    dalla parte di tipo  "p"  -  mentre  le  lacune  della  parte  "p"  si
    sposteranno  allontanandosi dalla parte "n";  il risultato sarà che le
    zone prossime alla giunzione tra parte  "n"  e  parte  "p"  perderanno
    elettroni  liberi  e  lacune,  interrompendo  il circuito: non passerà
    quindi corrente.
    In breve,  abbiamo creato un sistema che può fungere da raddrizzatore:
    se  applichiamo  una  corrente  alternata a questo cristallo «doppio»,
    esso la lascerà passare in una direzione e non nell'altra, convertendo
    la corrente alternata in corrente continua;  il  cristallo  funzionerà
    come un diodo, proprio analogamente a una valvola elettronica.
    In  un certo senso l'elettronica ha compiuto un giro completo: il tubo
    elettronico aveva sostituito il cristallo,  e ora il cristallo tornava
    a sostituire la valvola elettronica;  si trattava però di un cristallo
    di tipo nuovo,  assai più sensibile e affidabile di quelli  introdotti
    da Braun circa mezzo secolo prima.
    Il   nuovo   cristallo   offriva  vantaggi  enormi  rispetto  al  tubo
    elettronico: non richiedeva il vuoto,  quindi poteva  essere  piccolo;
    non  si  rompeva;  non  «perdeva»;  poiché  funzionava  a  temperatura
    ambiente,  richiedeva poca corrente e non aveva bisogno di  tempo  per
    riscaldarsi.  Insomma,  aveva solo vantaggi e nessuno svantaggio, alla
    sola condizione di riuscire a produrlo in modo abbastanza economico  e
    con sufficiente precisione.
    I  nuovi cristalli,  che erano solidi in ogni loro parte,  aprirono la
    via a quella che venne chiamata l'"elettronica dello stato solido". Il
    nuovo  componente  fu  chiamato  "transistor"  (su  proposta  di  John
    Robinson  Pierce  dei  Bell  Lab),  perché  trasferisce  (in  inglese,
    "transfers") un segnale attraverso un "resistore".
    Nel 1948,  William Bradford Shockley,  Walter Houser Brattain  e  John
    Bardeen  dei  Bell  Lab produssero un transistor che poteva fungere da
    amplificatore;  si trattava di un cristallo di germanio con un sottile
    strato  di  tipo "p" posto a sandwich tra due strati di tipo "n".  Era
    cioè un triodo,  con l'equivalente di  una  griglia  tra  filamento  e
    placca.  Regolando la carica positiva dello strato "p" intermedio,  si
    poteva fare in modo che le lacune migrassero attraverso  le  giunzioni
    regolando il flusso di elettroni;  inoltre, con una piccola variazione
    della corrente nello strato "p" intermedio,  si  poteva  ottenere  una
    grande  variazione  della  corrente che attraversa l'intera struttura.
    Ciò consentiva di usare il triodo a semiconduttore come amplificatore,
    proprio come un triodo  a  valvola  elettronica.  Shockley  e  i  suoi
    collaboratori  Brattain  e  Bardeen ricevettero il premio Nobel per la
    fisica nel 1956.
    Per quanto, in teoria, i transistor facessero un lavoro eccellente, la
    loro  utilizzazione  pratica  richiese  alcuni  progressi  tecnologici
    concomitanti  -  come del resto accade sempre nella scienza applicata.
    Il rendimento dei transistor dipendeva in modo  decisivo  dall'uso  di
    materiali  di  purezza  estrema,   che  permettessero  di  controllare
    attentamente la natura e la  concentrazione  delle  impurità  aggiunte
    deliberatamente.
    Fortunatamente,  William  Gardner Pfann nel 1952 introdusse la tecnica
    della "raffinazione a zone". Una barra, per esempio di germanio, viene
    posta  nella  cavità  di  un  elemento  circolare   riscaldante,   che
    ammorbidisce e comincia a far fondere una sezione della barra;  questa
    viene spinta attraverso la cavità,  così che la zona fusa si sposta al
    suo interno; le impurità della barra tendono a restare nella zona fusa
    e  sono  perciò letteralmente «lavate» verso le estremità della barra;
    dopo qualche  passaggio  di  questo  genere,  il  corpo  centrale  del
    cristallo di germanio acquista una purezza senza precedenti.
    Verso  il  1953  minuscoli transistor cominciarono a essere utilizzati
    negli apparecchi acustici,  che potevano così essere  costruiti  tanto
    piccoli da stare all'interno dell'orecchio. In poco tempo i transistor
    vennero  sviluppati  in  modo  che potessero operare con frequenze più
    elevate, reggere a temperature superiori e venir fabbricati ancora più
    piccoli.  Anzi,  essi finirono per essere tanto piccoli che non furono
    più  usati  singolarmente:  piccoli  chip (schegge) di silicio vennero
    incisi in modo da formare dei "circuiti  integrati",  capaci  di  fare
    quello  per cui prima era necessario un gran numero di valvole.  Negli
    anni settanta erano ormai  talmente  piccoli  da  meritarsi  di  esser
    chiamati "microchips".
    Questi   minuscoli  microcircuiti  a  stato  solido  sono  oggi  usati
    universalmente e costituiscono forse la più sbalorditiva tra tutte  le
    rivoluzioni  scientifiche  avvenute  nella  storia dell'umanità.  Essi
    hanno consentito di fabbricare le radioline,  di inserire  nel  volume
    ridotto  dei  satelliti  e  delle  sonde  spaziali un enorme numero di
    funzioni;  ma la cosa più importante è che  hanno  reso  possibile  lo
    sviluppo di computer sempre più piccoli, sempre più economici e sempre
    più versatili, e poi, negli anni ottanta, anche di robot.

    MASER E LASER.

    I maser.

    Un  altro  recente progresso di straordinaria importanza ha inizio con
    le ricerche sulla molecola di ammoniaca (NH3). I tre atomi di idrogeno
    di tale molecola possono esser pensati come situati ai tre vertici  di
    un triangolo equilatero, mentre l'unico atomo di azoto se ne sta a una
    certa distanza dal piano del triangolo, al di sopra del suo centro.
    La  molecola  di  ammoniaca  può  vibrare,  cioè  l'atomo di azoto può
    spostarsi,  attraversando il piano del triangolo,  fino a occupare  la
    posizione   simmetrica  dall'altra  parte,   per  poi  ritornare  alla
    posizione originaria,  e così via.  E' possibile mettere in vibrazione
    la molecola di ammoniaca, che ha una frequenza naturale di 24 miliardi
    di cicli al secondo.
    Questo  periodo  di  vibrazione è estremamente costante,  assai più di
    quello di qualsiasi dispositivo artificiale che vibri  -  perfino  più
    regolare  del  moto dei corpi celesti.  Si può fare in modo che queste
    molecole in vibrazione controllino delle correnti  elettriche,  che  a
    loro  volta  controlleranno dei congegni per misurare il tempo con una
    precisione senza precedenti - come fu dimostrato per  la  prima  volta
    nel  1949  dal  fisico  americano  Harold Lyons.  Alla metà degli anni
    cinquanta questi "orologi atomici" superavano ormai  tutti  i  normali
    cronometri.  Mediante  gli  atomi di idrogeno si è potuto ottenere una
    misurazione del tempo con l'approssimazione di 1  secondo  su  1700000
    anni.
    La  molecola  di ammoniaca,  vibrando,  emette un fascio di radiazione
    elettromagnetica con la frequenza di 24 miliardi di cicli al  secondo.
    Questa  radiazione  ha  una  lunghezza  d'onda di 1,25 centimetri e si
    trova nella regione  spettrale  delle  microonde.  Un  altro  modo  di
    considerare  questo  fatto  è  immaginare che la molecola di ammoniaca
    possa occupare l'uno o l'altro di  due  livelli  energetici,  con  una
    differenza  di  energia pari a quella di un fotone corrispondente alla
    radiazione di 1,25 centimetri.  Se la molecola di ammoniaca scende dal
    livello di energia superiore a quello di energia inferiore,  emette un
    fotone come quello descritto.  Se una molecola nel livello di  energia
    inferiore  assorbe  un  fotone  con  queste caratteristiche,  sale nel
    livello superiore.
    Cosa accade,  però,  se una molecola di ammoniaca  si  trova  già  nel
    livello energetico superiore e viene esposta a questi fotoni?  Già nel
    1917  Einstein  aveva  fatto  osservare   che,   se   un   fotone   di
    caratteristiche  appropriate  avesse  colpito una molecola nel livello
    energetico superiore,  quest'ultima avrebbe dovuto scendere al livello
    inferiore,  emettendo  un  fotone  con  le stesse caratteristiche e la
    stessa direzione del fotone incidente.  Ci sarebbero quindi stati  due
    fotoni  identici,  là  dove  prima  ve  ne era uno solo.  La teoria fu
    confermata sperimentalmente nel 1924.
    L'ammoniaca esposta a radiazioni di microonde subirà quindi uno tra  i
    due  cambiamenti  possibili:  le  molecole possono venir «pompate» dal
    livello inferiore a  quello  superiore,  oppure  riportate  da  quello
    superiore a quello inferiore.  In condizioni normali prevarrà il primo
    dei due processi,  perché  solo  una  piccolissima  percentuale  delle
    molecole di ammoniaca si troverebbero, in un dato istante, nel livello
    energetico superiore.
    Supponiamo,  però,  che si trovi un metodo per portare tutte,  o quasi
    tutte,   le  molecole  nel  livello   energetico   superiore.   Allora
    prevarrebbe  il passaggio dal livello superiore a quello inferiore,  e
    accadrebbe una cosa abbastanza interessante: nel fascio  incidente  di
    microonde  un  fotone  farebbe  abbassare  una  molecola  di  livello;
    verrebbe  emesso  un  secondo  fotone,   ed  entrambi  proseguirebbero
    colpendo due molecole,  così che verrebbero liberati altri due fotoni.
    Tutti e quattro determinerebbero l'emissione di altri quattro  fotoni,
    e  così via.  Il fotone iniziale avrebbe così provocato una valanga di
    fotoni,  tutti aventi  esattamente  la  stessa  energia  e  la  stessa
    direzione.
    Nel  1953,  il fisico americano Charles Hard Townes ideò un metodo per
    isolare le  molecole  di  ammoniaca  situate  nel  livello  energetico
    superiore  e  le  sottopose  alla  stimolazione  da  parte  di  fotoni
    appartenenti  alla  regione  delle  microonde   e   aventi   l'energia
    appropriata.  I  fotoni  incidenti erano pochissimi,  quelli in uscita
    erano  una  valanga:  la  radiazione  in  entrata  era  stata   quindi
    grandemente amplificata.
    A  questo  processo venne dato il nome di «amplificazione di microonde
    mediante emissione stimolata  di  radiazione»  (in  inglese  MIcrowave
    Amplification  by  stimulated  Emission  of Radiation),  abbreviato in
    "maser",  nome con il quale viene indicata anche l'apparecchiatura con
    cui si ottiene il processo.
    Vennero ben presto messi a punto dei maser a stato solido, cioè solidi
    in  cui  si  poteva far assumere agli elettroni l'uno o l'altro di due
    livelli energetici. I primi maser, sia a gas che a stato solido, erano
    intermittenti,  cioè prima si dovevano «pompare» al livello energetico
    superiore,   per   poi  stimolarli.   Dopo  una  rapida  emissione  di
    radiazione, non si poteva più ottenere nulla finché non si ripeteva il
    processo di pompaggio.
    Per  superare  questo  inconveniente,   al  fisico  olandese-americano
    Nicolaas  Bloembergen  venne  l'idea  di  far  uso di un sistema a tre
    livelli: se nel materiale  prescelto  per  il  nucleo  del  maser  gli
    elettroni  potevano  occupare  uno  qualsiasi  dei  tre  livelli - uno
    inferiore,  uno mediano e  uno  superiore  -  pompaggio  ed  emissione
    potevano procedere simultaneamente.  Gli elettroni vengono pompati dal
    livello energetico inferiore a quello superiore,  raggiunto  il  quale
    ricadono  verso  i  livelli  inferiori  in  seguito a una stimolazione
    appropriata - prima ricadono nel livello mediano,  poi in  quello  più
    basso. Fotoni di energia diversa sono necessari rispettivamente per il
    pompaggio  e  per  l'emissione stimolata,  così che i due processi non
    interferiscono tra  loro.  Abbiamo  in  tal  modo  ottenuto  un  maser
    continuo.
    In  quanto  amplificatori  di microonde,  i maser possono essere usati
    come rivelatori molto sensibili  in  radioastronomia,  dove  fasci  di
    microonde estremamente deboli provenienti dallo spazio esterno vengono
    fortemente    intensificati    mantenendo   un'ottima   fedeltà   alle
    caratteristiche  della  radiazione  originale.   (Riproduzione   senza
    perdita  delle  caratteristiche originali equivale a riproduzione «con
    basso  rumore»:  in  questo  senso  i  maser  si  possono  considerare
    straordinariamente  «silenziosi».)  I  maser  hanno dimostrato la loro
    utilità anche nello spazio esterno: a bordo  del  satellite  sovietico
    "Cosmos 97",  lanciato il 30 novembre 1965,  si trovava un maser,  che
    fornì un'ottima prestazione.
    Per le sue ricerche Townes ricevette il premio Nobel per la fisica del
    1964,   premio  che  condivise  con  due  fisici  sovietici,   Nicolaj
    Gennedjevic'  Basov  e  Aleksandr Mikhailovic' Prochorov,  che avevano
    lavorato indipendentemente alla teoria dei maser.

    I laser.

    In linea di principio la tecnica dei maser può essere  applicata  alle
    onde elettromagnetiche di qualsiasi lunghezza d'onda, e in particolare
    a  quelle della luce visibile.  Townes mise in evidenza la possibilità
    concreta di tale applicazione nel 1958;  un  maser  che  produca  onde
    luminose  si  può  chiamare  "maser  ottico",  e  il relativo processo
    «amplificazione   della   luce   mediante   emissione   stimolata   di
    radiazione», da cui la ben nota abbreviazione "laser".
    Il  primo laser funzionante fu costruito nel 1960 dal fisico americano
    Theodore Harold Maiman, che usò, per questo scopo, una barra di rubino
    sintetico,  che è essenzialmente ossido di alluminio con l'aggiunta di
    un po' di ossido di cromo.  Se si espone tale barretta alla luce,  gli
    elettroni degli atomi di cromo vengono «pompati» ai livelli energetici
    superiori e, dopo poco tempo, cominciano a ridiscendere. I primi pochi
    fotoni di luce emessi (con una lunghezza d'onda di 6943  A)  stimolano
    l'emissione di altri fotoni simili,  e la barra emette improvvisamente
    un fascio di luce rosso scuro avente un'intensità quadrupla di  quella
    della luce alla superficie solare.  Prima della fine del 1960 laser in
    continua erano stati costruiti da un fisico iraniano,  Ali Javan,  che
    lavorava ai Bell Laboratories;  egli aveva fatto uso di una miscela di
    gas (neon ed elio) come sorgente luminosa.
    Il laser rese possibile una forma completamente nuova di luce. La luce
    era la più intensa che fosse mai stata prodotta,  e anche  quella  più
    rigorosamente  monocromatica  (cioè  costituita  da una sola lunghezza
    d'onda); ma era ancora di più.
    La luce normale,  prodotta in qualsiasi altro modo - da  un  fuoco  di
    legna,  dal  sole  o da una lucciola - consiste di «pacchetti» di onde
    relativamente brevi,  che si possono descrivere come spezzoni di  onda
    orientati  in  tutte  le  direzioni.   La  luce  normale  è  fatta  di
    innumerevoli spezzoni di questo genere.
    La luce prodotta da un laser,  invece,  è formata di fotoni  identici,
    che  si muovono nella stessa direzione;  pertanto,  i pacchetti d'onda
    hanno tutti la stessa frequenza;  e poiché sono allineati -  per  così
    dire  -  esattamente  uno  dopo  l'altro,  si fondono.  La luce appare
    costituita  da  lunghi  segmenti  di  onda  di  ampiezza  (altezza)  e
    frequenza costanti,  cioè di luce che viene detta "coerente", perché i
    pacchetti appaiono «attaccati»  l'uno  all'altro.  I  fisici  sapevano
    produrre  radiazione coerente a lunghezze d'onda maggiori,  ma fino al
    1960 ciò non era mai stato fatto per la luce.
    Inoltre il laser era stato studiato in modo da accentuare la  tendenza
    naturale  dei  fotoni  a  muoversi  nella  stessa  direzione.  Le  due
    estremità del rubino erano lavorate con molta  cura  e  argentate,  in
    modo  che  diventassero  simili  a  specchi  piani.  I  fotoni  emessi
    sfrecciavano avanti e indietro lungo la barra, causando l'emissione di
    altri  fotoni  a  ogni  passaggio,   fin  quando  avevano   accumulato
    un'intensità  sufficiente  ad  attraversare  l'estremità argentata più
    sottilmente.  Riuscivano a emergere quei fotoni che erano stati emessi
    in  una direzione esattamente parallela all'asse maggiore della barra,
    perché erano quelli che continuavano a  muoversi  avanti  e  indietro,
    colpendo  e  ricolpendo  le  estremità  argentate.  Se per caso fotoni
    aventi energia appropriata ma direzione diversa (anche di  pochissimo)
    fossero  entrati  nella  barra  dando  l'avvio  a  un  treno di fotoni
    stimolati in tale  diversa  direzione,  questi  avrebbero  ben  presto
    attraversato   le   pareti  della  barra,   al  massimo  dopo  qualche
    riflessione.
    Un fascio di luce laser è costituito da onde coerenti  così  parallele
    da  poter  viaggiare  per  lunghi  percorsi  senza  divergere  in modo
    indesiderato. Lo si può focalizzare con grandissima precisione,  tanto
    da  riuscire  a  scaldare  una  caffettiera  a distanza di migliaia di
    chilometri.  I fasci laser hanno raggiunto perfino la luna,  nel 1962,
    allargandosi su un diametro di soli tre chilometri, dopo aver percorso
    quasi 400 mila chilometri!
    Una  volta  inventato  il  laser,  l'interesse  per  i  suoi ulteriori
    sviluppi divenne travolgente;  nel giro di qualche  anno  erano  stati
    costruiti  laser  capaci  di  produrre  luce  coerente in centinaia di
    diverse lunghezze  d'onda,  dall'ultravioletto  vicino  all'infrarosso
    lontano.  A  tale  scopo  sono  state  usate  le più svariate sostanze
    solide, ossidi metallici, fluoruri, tungstati, semiconduttori, liquidi
    e colonne di gas. Ogni varietà ha i suoi vantaggi e i suoi svantaggi.
    Nel 1964 il primo "laser chimico" fu realizzato dal  fisico  americano
    Jerome  V.  V.  Kasper.  In  questo laser la sorgente di energia è una
    reazione chimica (nel primo costruito, si trattava della dissociazione
    di CF3I da parte di un  impulso  luminoso).  Il  vantaggio  del  laser
    chimico rispetto al tipo comune di laser sta nel fatto che la reazione
    chimica che produce energia può essere incorporata nello stesso laser,
    e  non occorre una fonte di energia esterna.  La differenza è simile a
    quella tra un apparecchio alimentato a pile  e  uno  collegato  a  una
    presa.  C'è un ovvio guadagno di trasportabilità,  per non parlare del
    fatto  che  sembra  che  i  laser  chimici   abbiano   un   rendimento
    considerevolmente  più elevato di quelli ordinari (12 per cento e più,
    in confronto al 2 per cento o meno).
    I "laser organici" - quelli in cui  un  colorante  organico  complesso
    viene usato come sorgente di luce coerente - sono stati sviluppati nel
    1966 da John R. Lankard e Peter Sorokin. La complessità della molecola
    rende  possibile  produrre  luce  mediante  una varietà di transizioni
    elettroniche e pertanto in una varietà di lunghezze d'onda.  Un  laser
    organico  può  essere  "sintonizzato" in modo che emetta una qualsiasi
    lunghezza d'onda entro un determinato  intervallo,  mentre  gli  altri
    tipi di laser sono limitati a un'unica lunghezza d'onda.
    La  sottigliezza  del  fascio  di  luce  laser  significa  che  si può
    concentrare molta energia in una zona  piccolissima,  nella  quale  la
    temperatura  raggiunge  livelli  altissimi.  Il  laser può vaporizzare
    metalli   consentendo   una   rapida   analisi    spettroscopica,    e
    all'occorrenza  può  saldare,  tagliare,  praticare  fori di qualsiasi
    forma voluta in sostanze con un alto punto di fusione.  Inviando fasci
    di luce laser nell'occhio,  i chirurghi sono riusciti a saldare retine
    distaccate così rapidamente che i tessuti vicini non  hanno  avuto  il
    tempo  di  risentirne  negativamente.  Analogamente i laser sono stati
    usati per distruggere i tumori.
    Per mostrare la vasta gamma delle applicazioni del  laser,  Arthur  L.
    Shawlow  ha  ideato  il  banale  (ma di grande effetto) "cancellatore-
    laser",  in cui un lampo  brevissimo  fa  evaporare  l'inchiostro  dei
    caratteri   dattilografati   senza   intaccare  minimamente  la  carta
    sottostante;  all'altro estremo,  gli "interferometri a laser" possono
    effettuare  misurazioni di precisione senza precedenti.  Laser posti a
    distanza possono rivelare l'intensificazione delle deformazioni  della
    crosta  terrestre:  spostamenti delle frange d'interferenza della loro
    luce mettono infatti in evidenza i minimi movimenti nella terra con la
    precisione di una parte su un trilione.  I primi uomini  giunti  sulla
    luna,  inoltre,  vi  hanno lasciato un sistema riflettente destinato a
    rinviare fasci laser sulla terra; con questo metodo si può determinare
    la distanza della luna con precisione superiore a quella  generalmente
    ottenibile  nella  misurazione  delle  distanze  da un punto all'altro
    della superficie terrestre.
    Un'applicazione  possibile  che  ha  suscitato  grande  interesse  fin
    dall'inizio è stato l'utilizzo di raggi laser come onde portanti nelle
    comunicazioni. L'alta frequenza della luce coerente, rispetto a quella
    delle  onde radio coerenti usate oggi nella radio e nella televisione,
    fa sperare nella possibilità di addensare  migliaia  di  canali  nello
    spazio oggi occupato da uno solo. Si apre così la prospettiva che ogni
    uomo  o  donna  sulla  terra  possa avere una propria lunghezza d'onda
    personale.  Naturalmente la luce laser va modulata.  Variazioni  nelle
    correnti  elettriche  prodotte  dal suono vanno tradotte in variazioni
    della luce laser (mediante cambiamenti di ampiezza o di  frequenza,  o
    forse  semplicemente  accendendola  e  spegnendola);  tali modulazioni
    possono a loro volta essere usate per produrre altrove  variazioni  in
    una corrente elettrica. Sistemi del genere sono allo studio.
    Potrebbe  darsi  che,  siccome la luce è più soggetta delle onde radio
    all'interferenza di nuvole, nebbia e polvere,  si debba trasmettere la
    luce  laser  lungo  tubature  contenenti  lenti  (per riconcentrare di
    quando in quando il fascio) e specchi (per permetterle di aggirare gli
    angoli). Comunque, è stato costruito un "laser all'anidride carbonica"
    che produce fasci laser continui, di potenza senza precedenti,  che si
    trovano nell'infrarosso, a lunghezza d'onda tali da risentire ben poco
    delle condizioni atmosferiche. Ciò potrebbe rendere possibile anche la
    comunicazione via atmosfera.
    Di  fattibilità  assai  più  immediata è l'uso di fasci laser modulati
    all'interno di "fibre ottiche",  filamenti di  vetro  supertrasparente
    più sottili di un capello umano, che possono sostituire i fili di rame
    nelle comunicazioni telefoniche. Il vetro costa assai meno del rame ed
    è  disponibile  in  quantità  assai maggiori,  e può portare molta più
    informazione sotto forma di luce laser.  Già gli ingombranti  cavi  di
    rame  stanno  lasciando,  da  più parti,  il posto ai meno ingombranti
    fasci di fibre ottiche.
    Un'applicazione ancora più affascinante del  laser,  che  è  già  alle
    porte,  riguarda un nuovo tipo di fotografia.  Nella fotografia comune
    un fascio di luce ordinaria riflessa  da  un  oggetto  incide  su  una
    pellicola   fotografica;   ciò  che  viene  registrato  è  la  sezione
    trasversale  della  luce,  che  non  rappresenta  assolutamente  tutta
    l'informazione che potenzialmente è contenuta in essa.
    Supponiamo  che invece un fascio di luce sia diviso in due.  Una parte
    colpisce un oggetto e viene riflessa con  tutte  le  irregolarità  che
    questo  oggetto  le  imprime.  La  seconda parte viene riflessa da uno
    specchio  senza  irregolarità:  le  due  parti  si  incontrano   sulla
    pellicola  fotografica  e  l'interferenza delle varie lunghezze d'onda
    viene registrata.  In teoria la  registrazione  di  questa  figura  di
    interferenza  include  tutti i dati relativi a ciascun fascio di luce.
    La fotografia che registra questa figura d'interferenza,  quando viene
    sviluppata,  sembra  vuota,  ma se vi si invia sopra della luce che la
    attraversa  rilevando  tutte  le  caratteristiche   dell'interferenza,
    questa  luce produce un'immagine che contiene l'informazione completa;
    l'immagine è tridimensionale così come lo era la superficie da  cui  è
    stata  riflessa  la  luce,  e  si  possono  fare  ordinarie fotografie
    dell'immagine  da  vari  angoli  che  mostrano   il   cambiamento   di
    prospettiva.
    Quest'idea  fu  elaborata  per  la  prima  volta dal fisico inglese di
    origine ungherese Dennis Gabor nel 1947,  mentre cercava un metodo che
    rendesse  più nitide le immagini prodotte dal microscopio elettronico.
    Egli  chiamò  questo  metodo  "olografia"  (da  una  voce  latina  che
    significa «scrittura integrale»).
    L'idea  di  Gabor  era ben fondata teoricamente,  ma non poteva essere
    realizzata,  perché la luce ordinaria non era adatta.  A  causa  delle
    diverse  lunghezze  d'onda che si muovevano in tutte le direzioni,  le
    frange d'interferenza prodotte dai due fasci di luce  sarebbero  state
    così  caotiche da non fornire alcuna informazione.  Sarebbe stato come
    produrre un milione di immagini confuse tutte sovrapposte in posizioni
    leggermente diverse.
    L'introduzione della luce laser cambiò del tutto  la  situazione.  Nel
    1965,  Emmet  N.  Leith e Juris Upatnieks dell'Università del Michigan
    riuscirono a produrre i primi ologrammi;  da allora la tecnica è stata
    affinata  al  punto  di rendere possibile l'olografia a colori: ora le
    frange d'interferenza fotografate  si  possono  osservare  assai  bene
    anche  in  luce ordinaria.  La "microolografia" promette di aggiungere
    (letteralmente) una nuova dimensione  alle  ricerche  in  biologia,  e
    nessuno può dire dove questo ci porterà.
    Capitolo 10.
    IL REATTORE.

    L'ENERGIA.
    I rapidi progressi della tecnologia del ventesimo secolo sono avvenuti
    al  prezzo  di un aumento enorme dei consumi delle risorse energetiche
    terrestri.  Man mano  che  le  nazioni  sottosviluppate,  con  i  loro
    miliardi  di  abitanti,  raggiungeranno  l'elevato livello di vita dei
    paesi industrializzati,  il consumo di combustibile crescerà in misura
    spettacolare.  Dove  potremo  trovare le risorse di energia necessarie
    per sostentare la nostra civiltà?
    Abbiamo già visto scomparire buona parte del legname della  terra:  la
    legna  è  stato il nostro primo combustibile.  Già all'inizio dell'era
    cristiana,  molte zone della Grecia,  dell'Africa settentrionale e del
    Vicino  Oriente  erano  state  diboscate  senza  pietà,  in  parte per
    procurarsi combustibile, in parte per sgomberare la terra e usarla per
    il pascolo e l'agricoltura.  Il taglio incontrollato delle foreste  ha
    costituito  un  duplice  disastro: non solo ha distrutto le riserve di
    legno, ma anche ha reso improduttivo - in modo più o meno permanente -
    il terreno,  messo allo scoperto in modo  così  drastico.  La  maggior
    parte  di queste antiche regioni,  che una volta sostentavano fiorenti
    civiltà,  sono oggi sterili e improduttive,  e la gente che  vi  abita
    vive oppressa dalla povertà.
    Il Medioevo ha visto il graduale diboscamento dell'Europa occidentale,
    e  i  tempi moderni hanno assistito a un diboscamento assai più rapido
    del  continente  nordamericano.   Si  può  affermare  che  nelle  zone
    temperate  del  mondo,  salvo il Canada e la Siberia,  non restino più
    grandi aree di foresta vergine.

    Carbone e petrolio: combustibili fossili.

    II carbone e il petrolio hanno preso da molto tempo il posto del legno
    come combustibili.  Già  nel  200  avanti  Cristo  il  botanico  greco
    Teofrasto  citava  il  carbone,  ma  le  prime  notizie  di estrazione
    effettiva del carbone in Europa non risalgono a prima  del  dodicesimo
    secolo. Nel diciassettesimo secolo l'Inghilterra, ormai disperatamente
    a  corto del legname necessario per la sua flotta,  cominciò a passare
    all'uso su larga scala del carbone come combustibile,  ispirata  forse
    dal  fatto  che gli olandesi avevano già cominciato a scavare in cerca
    di carbone.  (Non furono,  comunque,  i primi: Marco Polo,  nel famoso
    resoconto  dei  viaggi in Cina da lui fatti alla fine del '200,  aveva
    narrato come in quelle terre,  allora le più avanzate  del  mondo  dal
    punto di vista tecnologico, bruciassero il carbone.)
    Nel  1660  l'Inghilterra  produceva 2 milioni di tonnellate di carbone
    all'anno,  cioè più dell'80 per cento di tutto il carbone  che  veniva
    prodotto nel mondo.
    In  un  primo  tempo  esso  venne  usato soprattutto come combustibile
    domestico;  ma,  nel 1603 un inglese,  Hugh Platt,  scoprì che,  se si
    riscaldava il carbone evitando il contatto con l'ossigeno, la sostanza
    catramosa  presente  si  separava e bruciava,  lasciando solo carbonio
    puro; questo residuo venne chiamato "coke".
    Sulle prime il coke non era di buona qualità,  ma con il  tempo  venne
    migliorato  e  alla  fine  fu possibile usarlo al posto del carbone di
    legna per fondere i minerali  di  ferro.  Il  coke  bruciava  ad  alta
    temperatura:  i  suoi  atomi  di carbonio si combinavano con quelli di
    ossigeno  del  minerale  di  ferro,   lasciando  come  residuo   ferro
    metallico.  Nel 1709 un altro inglese, Abraham Darby, introdusse l'uso
    del coke su grande scala per la produzione del ferro. Quando arrivò la
    macchina a vapore,  si usò il carbone per riscaldare l'acqua  e  farla
    bollire, il che contribuì all'avvento della Rivoluzione industriale.
    Altrove  il  cambiamento  avvenne  più lentamente.  Ancora nel 1800 il
    legno copriva il 94 per cento del  fabbisogno  di  combustibile  negli
    Stati Uniti,  giovane stato ricco di foreste.  Nel 1885,  comunque, il
    legno copriva soltanto il 50 per cento del fabbisogno; nel 1980,  meno
    del 3 per cento. Nel frattempo era diminuita l'importanza relativa del
    carbone ed era aumentato l'uso del petrolio e del gas naturale.  Negli
    Stati Uniti,  nel 1900,  l'energia fornita dal carbone era dieci volte
    quella  fornita  dal petrolio e dal gas naturale messi insieme.  Mezzo
    secolo dopo il carbone forniva soltanto un terzo dell'energia rispetto
    a petrolio e gas.
    Nell'antichità l'olio usato  nelle  lampade  per  l'illuminazione  era
    derivato da fonti vegetali e animali. Tuttavia, durante le lunghissime
    ere geologiche era spesso accaduto che piccoli animali ricchi di olio,
    che vivevano nelle acque marine non troppo profonde, sfuggissero, dopo
    la  morte,  alla  sorte  di venir mangiati;  immersi nella fanghiglia,
    erano rimasti sepolti negli strati sedimentari.  Dopo aver subìto  una
    lenta trasformazione chimica,  l'olio si è convertito in una complessa
    miscela di  idrocarburi,  che  oggi  viene  appropriatamente  chiamata
    petrolio  (che  significa «olio derivato dalla pietra»).  Tale è stata
    l'importanza  del  petrolio  per  l'umanità  durante  le  ultime   due
    generazioni  che,  in  inglese,  si  indica il petrolio con il termine
    "oil" (olio), senza tema di creare confusioni con l'olio di oliva o di
    cocco.
    Qualche volta il petrolio si  trovava  alla  superficie  della  terra,
    particolarmente nel Medio Oriente,  che ne è ricco.  Era la "pece" con
    cui Noè, seguendo le istruzioni ricevute, dovette spalmare l'interno e
    l'esterno dell'Arca per renderla impermeabile. Analogamente,  anche il
    canestro  di  giunchi  galleggiante in cui fu deposto Mosè appena nato
    era stato spalmato di pece perché non affondasse. Frazioni più leggere
    del petrolio ("nafta") venivano talvolta raccolte e  utilizzate  nelle
    lampade o nei bracieri usati nelle cerimonie religiose.
    Dopo  il  1850  aumentò  la  domanda  di  liquidi  infiammabili per le
    lucerne: c'era l'olio di balena e anche l'olio  ricavato  dal  carbone
    (ottenuto  riscaldando il carbone in assenza di aria).  Un'altra fonte
    erano gli scisti bituminosi, un materiale molle, simile alla cera, che
    riscaldato secerne un  liquido,  il  "cherosene";  tale  materiale  fu
    trovato  nella  Pennsylvania  occidentale;   nel  1859  un  ferroviere
    americano, Edwin Laurentine Drake, tentò una strada nuova.
    Drake sapeva che si scavavano pozzi per estrarne l'acqua e sapeva  che
    talora si scavava più in profondità per attingere dell'acqua salmastra
    da  cui  si  ricavava  il  sale.  Talora  insieme  a essa sgorgava una
    sostanza oleosa molto  infiammabile.  Si  diceva  che  in  Cina  e  in
    Birmania,  duemila anni prima, questa sostanza oleosa venisse bruciata
    per far evaporare l'acqua salmastra e ottenere il sale.
    Perché, allora,  non scavare in cerca di questo olio?  A quei tempi il
    petrolio  non  veniva  usato  solo  per  le  lampade,  ma  anche nella
    preparazione di medicine;  e Drake pensava che  se  fosse  riuscito  a
    estrarlo  avrebbe  potuto  venderlo bene.  Scavò un pozzo profondo una
    ventina di metri a Titusville, nella Pennsylvania occidentale e, il 28
    agosto 1859,  trovò il petrolio:  aveva  trivellato  il  primo  "pozzo
    petrolifero".
    Per  il  primo mezzo secolo gli usi del petrolio furono limitati;  ma,
    con l'avvento del motore a combustione interna, la domanda di petrolio
    crebbe a dismisura. Una frazione del liquido che fosse più leggera del
    cherosene (cioè più volatile) era proprio quel che ci  voleva  per  il
    nuovo  tipo  di  motore.  Questa frazione era la "benzina";  la grande
    caccia al petrolio era cominciata, e da un secolo a questa parte non è
    mai cessata.
    I giacimenti petroliferi della Pennsylvania si esaurirono ben  presto,
    ma  all'inizio  del  ventesimo  secolo  se  ne scoprirono di molto più
    grandi nel Texas, poi, negli anni quaranta e cinquanta,  di più grandi
    ancora nel Medio Oriente.
    Il petrolio offre molti vantaggi rispetto al carbone. Non è necessario
    far  scendere  degli  esseri  umani nel sottosuolo per strapparlo alla
    terra;  né occorre caricarne innumerevoli mezzi di  trasporto;  né  si
    deve immagazzinare il combustibile nelle cantine o introdurlo a palate
    nelle  fornaci;  e non si ha il problema delle ceneri da smaltire.  Il
    petrolio viene estratto dalla terra pompandolo,  viene distribuito  in
    condotte  (o  viaggia  in navi cisterna),  è immagazzinato in serbatoi
    sotterranei  e  introdotto  automaticamente  nei  bruciatori,  che  si
    possono  accendere  e  spegnere  a  piacere,  senza  produrre  ceneri.
    Soprattutto dopo la seconda guerra mondiale il mondo intero è  passato
    dall'uso  del carbone a quello del petrolio.  Il carbone è rimasto una
    materia prima vitale per la produzione di ferro e acciaio e  per  vari
    altri  scopi,  ma  il  petrolio  è diventato la principale risorsa del
    mondo come combustibile.
    Alcune frazioni del petrolio sono  così  volatili  che  a  temperatura
    ordinaria  sono  sotto forma di vapore;  si tratta del "gas naturale",
    più spesso indicato semplicemente con il termine "gas".  Esso è ancora
    più  conveniente del petrolio,  e il suo consumo è aumentato anche più
    rapidamente di quello delle frazioni liquide del petrolio.
    Queste risorse, però, sono pur sempre limitate. Il gas,  il petrolio e
    il  carbone  sono  "combustibili fossili",  residui di vita vegetale e
    animale di lontane ere geologiche, e non possono essere sostituiti una
    volta esauriti. Per quanto riguarda i combustibili fossili,  l'umanità
    sta consumando il proprio capitale a un tasso davvero insostenibile.
    In particolare il petrolio sta esaurendosi rapidamente.  Oggi il mondo
    brucia più di 4 milioni di barili di petrolio ogni ora;  e  nonostante
    tutti  gli  sforzi  di  limitarlo,  il  tasso dei consumi continuerà a
    crescere nel futuro prossimo.  Anche se rimane sulla  terra  quasi  un
    trilione  di  barili,  al livello attuale dei consumi essi non possono
    bastare per più di una trentina di anni.
    Certo, è possibile ottenere altro petrolio combinando il carbone,  che
    è più abbondante, con idrogeno, sotto pressione. Il primo a sviluppare
    questo  processo  fu,  negli anni venti,  il chimico tedesco Friedrich
    Bergius, che per il suo lavoro ebbe, insieme ad altri, il premio Nobel
    per la chimica nel 1931.  La riserva di carbone è  veramente  ingente,
    forse  attorno  ai 7 trilioni di tonnellate,  ma non tutto è di facile
    estrazione. Verso il venticinquesimo secolo, se non prima,  il carbone
    potrebbe diventare un bene troppo costoso.
    Possiamo anche pensare di trovare nuovi giacimenti.  Forse, per quanto
    riguarda carbone e petrolio, ci aspettano delle sorprese in Australia,
    nel  Sahara,   perfino  nell'Antartide.   Inoltre  qualche   progresso
    tecnologico  potrebbe  rendere  economico lo sfruttamento di filoni di
    carbone più profondi e  più  sottili  o  la  ricerca  del  petrolio  a
    maggiori  profondità e la sua estrazione dagli scisti bituminosi e dai
    giacimenti sottomarini.
    Senza dubbio troveremo anche il modo  di  elevare  il  rendimento  del
    combustibile  di  cui  disponiamo.  Nel  corso  del processo in cui si
    brucia combustibile per  produrre  calore,  per  convertire  acqua  in
    vapore  e far funzionare un generatore di elettricità molta energia va
    sprecata.  Gran parte di queste perdite potrebbe essere evitata se  si
    riuscisse  a  convertire  direttamente il calore in elettricità.  Tale
    possibilità era già  stata  intravista  nel  1823,  quando  un  fisico
    tedesco,  Thomas  Johann  Seebeck,  osservò che,  formando un circuito
    chiuso con due metalli diversi e  riscaldando  la  giunzione  dei  due
    elementi,  si  poteva  far  deviare  l'ago  di una bussola posta nelle
    vicinanze: ciò indicava che il calore faceva  circolare  una  corrente
    elettrica  nel  circuito  ("termoelettricità").   Seebeck,   tuttavia,
    interpretò in modo sbagliato la propria scoperta, la quale sul momento
    non ebbe alcun seguito.
    Con l'avvento delle tecnologie basate sui semiconduttori,  il  vecchio
    "effetto Seebeck" tornò alla ribalta.  I congegni termoelettrici fanno
    normalmente uso dei  semiconduttori:  riscaldando  un  estremo  di  un
    semiconduttore,  si  crea un potenziale elettrico nel materiale: in un
    semiconduttore di tipo p l'estremo freddo diventa negativo e,  in  uno
    di  tipo  n,  diventa  positivo;  se si congiungono questi due tipi di
    semiconduttore in una struttura a U,  con la giunzione n-p  sul  fondo
    della  U,  e  si  riscalda tale parte,  l'estremo superiore del ramo p
    acquista una carica negativa e l'estremo  superiore  del  ramo  n  una
    carica positiva; di conseguenza, la corrente scorrerà fra un estremo e
    l'altro,   mantenendosi   fintantoché   sussiste   la   differenza  di
    temperatura. (Inversamente,  si può usare una corrente per produrre un
    abbassamento  di temperatura,  il che consente di usare un apparecchio
    termoelettrico anche nella refrigerazione.)
    La pila termoelettrica,  non richiedendo un dispendioso  generatore  o
    un'ingombrante macchina a vapore,  è portatile e può essere installata
    in zone isolate come sorgente di elettricità su piccola  scala.  Tutto
    ciò  che  le  occorre  come  fonte  di  energia è del cherosene per il
    riscaldamento.  Sembra che apparecchi di  questo  genere  siano  usati
    comunemente nelle zone rurali dell'Unione Sovietica.
    Nonostante  tutti  i  possibili aumenti di rendimento del combustibile
    usato oggi,  e malgrado la possibilità che si trovino nuovi giacimenti
    di  petrolio  o  di  carbone,  si  tratta  sempre  di fonti di energia
    decisamente limitate.  Verrà il giorno,  non molto lontano nel futuro,
    in  cui né il carbone né il petrolio potranno più essere la principale
    fonte energetica su larga scala.
    Si  dovrà  ridurre  l'impiego  dei   combustibili   fossili,   e   ciò
    probabilmente  assai  prima  che  queste  riserve siano effettivamente
    esaurite: sussistono infatti dei pericoli nel loro crescente  impiego.
    Il carbone non è carbonio puro, il petrolio non è un idrocarburo puro;
    entrambi  contengono  piccole  quantità  di  azoto e di composti dello
    zolfo.   Bruciando  combustibili  fossili  (specie  il  carbone),   si
    immettono  nell'aria  ossidi  di  azoto  e  di  zolfo.  Anche  se  una
    tonnellata di carbone ne immette una piccola quantità, quando si fa il
    conto del totale,  si arriva ai circa  90  milioni  di  tonnellate  di
    ossidi  di  zolfo  che sono stati annualmente scaricati nell'atmosfera
    nel corso degli anni settanta.
    Queste impurità sono una delle fonti principali di inquinamento e  (se
    le  condizioni atmosferiche ne favoriscono la formazione) dello "smog"
    che avvolge le città, provocando seri danni ai polmoni e in certi casi
    addirittura la morte di chi già soffre di gravi disturbi respiratori.
    L'aria  viene  ripulita  dall'inquinamento  per   l'intervento   della
    pioggia, il che però non fa che creare problemi nuovi, forse maggiori.
    Gli ossidi di azoto e di zolfo,  sciogliendosi nell'acqua,  la rendono
    leggermente acida, così che quella che raggiunge il terreno è "pioggia
    acida".
    La pioggia non è abbastanza acida da farci direttamente del  male,  ma
    rende  acidi  gli  stagni  e  i  laghi  in cui cade - non tanto,  ma a
    sufficienza per causare la morte di buona  parte  dei  pesci  e  delle
    altre  forme di vita acquatica,  specialmente quando i laghi non hanno
    letti di calce che potrebbero neutralizzare  in  parte  l'acidità.  La
    pioggia  acida  danneggia anche gli alberi;  tale danno è più grave là
    dove la combustione di carbone è più massiccia e la pioggia cade verso
    est per il prevalere dei venti occidentali.  Così,  la zona  orientale
    del  Canada  subisce  la  caduta  di pioggia acida a causa del carbone
    bruciato  nel  Midwest  americano,  mentre  la  Svezia  risente  della
    combustione del carbone effettuata nell'Europa occidentale.
    I danni di tale inquinamento potranno aggravarsi in modo preoccupante,
    se  l'impiego  di  combustibili  fossili seguiterà a crescere.  Già si
    tengono conferenze internazionali per far fronte a questo problema.
    Per correggere questa situazione,  si dovrebbero  «pulire»  carbone  e
    petrolio  prima  di  usarli  -  un  processo  che è possibile,  ma che
    ovviamente fa salire il costo del combustibile. Tuttavia,  anche se il
    carbone fosse carbonio puro e il petrolio fosse idrocarburo puro,  non
    sarebbero eliminati tutti i problemi creati dalla loro combustione. Il
    carbonio  bruciando  dà   origine   a   anidride   carbonica,   mentre
    l'idrocarburo  dà  origine a anidride carbonica e acqua.  Si tratta di
    sostanze  in  se  stesse  relativamente  poco  dannose   (benché   sia
    inevitabile  che  si  formi  in  qualche  misura  anche  monossido  di
    carbonio,  che invece è decisamente tossico),  e tuttavia la questione
    non può essere trascurata.
    Tanto  l'anidride  carbonica  che  il  vapore  acqueo sono costituenti
    naturali dell'atmosfera.  La quantità di vapore acqueo varia  sia  nel
    tempo  che  da  luogo a luogo,  mentre l'anidride carbonica è presente
    nella percentuale costante dello 0,03 per  cento  circa  in  peso.  Il
    vapor   d'acqua   immesso   nell'atmosfera  a  causa  dell'impiego  di
    combustibili  fossili   finisce   negli   oceani,   dove   costituisce
    un'aggiunta insignificante. Quanto all'anidride carbonica, in parte si
    scioglie  nell'oceano  e in parte reagisce con le rocce,  ma un po' ne
    resta nell'atmosfera.
    La quantità di anidride carbonica presente nell'atmosfera è  aumentata
    della  metà  dal  1900  a oggi,  grazie alla combustione di petrolio e
    carbone,  e cresce di anno in anno in misura  apprezzabile;  essa  non
    crea  problemi  per  quanto  riguarda la respirazione,  anzi la si può
    addirittura considerare benefica per la  vita  vegetale.  Essa,  però,
    accresce  leggermente  l'effetto  serra e innalza la temperatura media
    complessiva della terra,  anche se in misura limitata.  Anche qui,  si
    tratta  di  effetti  appena apprezzabili,  ma l'aumento di temperatura
    tende a far innalzare la pressione di vapore dell'oceano e a mantenere
    nel complesso più  vapor  d'acqua  nell'aria;  anche  questo  accresce
    l'effetto serra.
    E' possibile,  quindi,  che l'impiego di combustibili fossili inneschi
    un aumento della temperatura tale da poter a sua volta  innescare  uno
    scioglimento delle calotte polari, con effetti disastrosi per le linee
    costiere  dei  continenti.  Un  altro effetto a lungo termine potrebbe
    essere un deterioramento  del  clima.  Sussiste  perfino  una  piccola
    probabilità che l'effetto serra assuma proporzioni dirompenti, facendo
    evolvere la terra verso uno stato analogo a quello di Venere; tuttavia
    dovremmo  saperne  molto  di  più  sulla  dinamica atmosferica e sugli
    effetti della temperatura per fare previsioni che non  siano  semplici
    congetture.
    Comunque,   è   indispensabile  considerare  con  grande  prudenza  la
    questione dell'impiego prolungato di combustibili fossili.
    Eppure i nostri bisogni di energia non diminuiranno, anzi aumenteranno
    in continuazione. Cosa dunque si può fare?

    Energia solare.

    Una  possibilità  consiste  nel  ricorrere  maggiormente  alle   fonti
    rinnovabili  di  energia:  vivere  cioè  del  reddito energetico della
    terra, anziché attingere al capitale. Una di queste risorse può essere
    il legno,  se si fanno crescere le foreste «mietendole»  poi  come  un
    raccolto;  ma il legno,  da solo,  non può assolutamente soddisfare il
    nostro fabbisogno globale di energia.  Potremmo inoltre  fare  un  uso
    molto   maggiore  dell'energia  eolica  e  dell'energia  idrica,   che
    anch'esse, però, non possono essere nulla più che fonti sussidiarie di
    energia.  Lo stesso si può dire di alcune altre  fonti  potenziali  di
    energia esistenti sulla terra,  come il calore presente al suo interno
    (energia geotermica,  che si manifesta,  per esempio,  nelle  sorgenti
    calde) o l'energia delle maree.
    A lungo termine un interesse molto maggiore lo presenta la possibilità
    di  attingere  direttamente all'enorme quantità di energia che il sole
    riversa di continuo sulla  terra.  L'energia  prodotta  nell'unità  di
    tempo  dall'insolazione  è  pari  a  50  mila  volte il nostro attuale
    consumo energetico. Particolarmente promettente sotto questo aspetto è
    la "batteria solare",  o "cella fotovoltaica",  che  si  avvale  della
    tecnologia  dello  stato  solido  per  convertire direttamente la luce
    solare in elettricità.
    La batteria solare,  così come è stata realizzata nel  1954  dai  Bell
    Telephone Laboratories, è un sandwich piatto di semiconduttori di tipo
    n  e  di  tipo  p,  che fanno parte di un circuito elettrico.  La luce
    solare che colpisce il semiconduttore ne  estrae  alcuni  elettroni  -
    secondo  il consueto effetto fotoelettrico.  Gli elettroni liberati si
    muovono verso il polo positivo,  mentre le lacune si muovono verso  il
    polo negativo,  dando così origine a una corrente.  Non viene prodotta
    molta corrente in confronto a una  normale  batteria  chimica,  ma  il
    vantaggio della batteria solare è che non contiene liquidi né prodotti
    chimici   corrosivi   né   parti   mobili,   ma   seguita  a  generare
    indefinitamente elettricità, semplicemente stando esposta al sole.
    Il satellite artificiale "Vanguard Primo",  lanciato dagli Stati Uniti
    il  17  marzo 1958,  è stato il primo equipaggiato con batterie solari
    per l'alimentazione dei  segnali  radio;  essi  seguitarono  a  essere
    emessi per anni, dato che non c'era un interruttore per spegnerli.
    La  quantità  di  energia  che cade su un ettaro di terreno mediamente
    soleggiato  è  di  23,2  milioni  di  kilowatt/ora  all'anno.   Se  si
    ricoprissero estese superfici delle regioni desertiche,  come la Valle
    della  Morte  e  il  Sahara,   di  batterie  solari  e   sistemi   per
    immagazzinare l'elettricità,  essi potrebbero soddisfare il fabbisogno
    mondiale di elettricità per un tempo indefinito - in pratica per tutto
    il tempo in cui è prevedibile che esisterà la razza umana,  sempre che
    non si suicidi prima.
    Naturalmente  il  punto  debole  è  quello  economico.  I cristalli di
    silicio puro,  tagliati in sottili fette per costruire le celle,  sono
    costosi.  Anche  se il loro prezzo si è ridotto a 1 su 250 rispetto al
    1958,  l'elettricità solare costa ancora dieci volte di più di  quella
    prodotta a partire dal petrolio.
    Sicuramente  nel  futuro  le  batterie  solari  potranno diventare più
    economiche e più efficienti, ma raccogliere luce solare non è poi così
    facile come sembra.  La luce solare  è  abbondante,  ma  diluita;  per
    soddisfare il fabbisogno mondiale, essa andrebbe raccolta su superfici
    molto vaste,  come ho già precisato; e poi, è notte per metà del tempo
    e anche di giorno possono esserci le nuvole, o la nebbia o la foschia.
    Perfino l'aria pura nel deserto assorbe una  notevole  frazione  della
    radiazione  solare,  specie quando il sole è basso sull'orizzonte.  La
    conversione di luce solare in energia su  queste  vaste  aree  sarebbe
    comunque difficile e dispendiosa.
    Alcuni  scienziati suggeriscono di collocare centrali a energia solare
    in orbita intorno  alla  terra;  in  tali  condizioni  l'illuminazione
    solare   sarebbe   praticamente   ininterrotta   e  non  subirebbe  le
    interferenze  dell'atmosfera,   e  ciò  consentirebbe  una  produzione
    sessanta  volte  maggiore  per  unità  di  superficie;  ma non è molto
    probabile che  un  simile  progetto  venga  realizzato  in  un  futuro
    immediato.

    USO BELLICO DEL NUCLEO.
    Tra l'attuale impiego su larga scala dei combustibili fossili e quello
    futuro  su  larga  scala  dell'energia  solare  vi è un'altra fonte di
    energia, disponibile in grandi quantità,  che ha fatto la sua comparsa
    alquanto  inaspettatamente  meno  di  mezzo  secolo  fa  e  che  ha la
    potenzialità di colmare il vuoto energetico  del  periodo  intermedio.
    Alludo  all'"energia nucleare",  l'energia immagazzinata nel minuscolo
    nucleo atomico.
    L'energia nucleare viene chiamata talvolta "energia atomica",  ma tale
    denominazione  è  alquanto  inesatta;  a  rigor di termini,  l'energia
    atomica è quella prodotta dalle reazioni chimiche, come la combustione
    del carbone o del petrolio,  perché esse dipendono  dal  comportamento
    dell'atomo  nel  suo  insieme.  L'energia liberata dai cambiamenti che
    avvengono all'interno del nucleo ha natura  del  tutto  diversa  ed  è
    quantitativamente molto superiore.

    La scoperta della fissione.

    Poco  dopo  la scoperta del neutrone da parte di Chadwick nel 1932,  i
    fisici compresero di avere una chiave  magica  capace  di  dischiudere
    loro il nucleo. Il neutrone, essendo privo di carica elettrica, poteva
    penetrare facilmente nell'interno del nucleo,  che è dotato di carica.
    I fisici cominciarono immediatamente  a  bombardare  vari  nuclei  con
    neutroni, per vedere quali reazioni nucleari sarebbero avvenute; tra i
    ricercatori  che  con più entusiasmo usarono questo nuovo strumento vi
    fu l'italiano Enrico  Fermi:  nel  giro  di  pochi  mesi,  egli  aveva
    ottenuto nuovi isotopi radioattivi di trentasette elementi diversi.
    Fermi  e  il  suo  gruppo scoprirono che avevano risultati migliori se
    rallentavano i neutroni facendoli passare prima attraverso  l'acqua  o
    la  paraffina,  dove  i  neutroni,  urtando  i  protoni,  subivano  un
    rallentamento come accade a una  palla  da  biliardo  quando  colpisce
    altre biglie. Quando un neutrone è ridotto alla "velocità termica" (la
    normale  velocità di moto degli atomi),  ha una maggior probabilità di
    venir assorbito da un nucleo,  perché resta  più  a  lungo  nelle  sue
    vicinanze.  Un  altro  modo  di  rendersi  conto  di  quanto avviene è
    considerare  che  la  lunghezza  dell'onda   associata   al   neutrone
    rallentato è maggiore, dato che essa è inversamente proporzionale alla
    quantità  di  moto  della  particella.  Metaforicamente  parlando,  il
    neutrone diventa più «sfumato» e occupa un volume  maggiore,  pertanto
    esso  colpisce  più  facilmente il nucleo,  proprio come una boccia da
    bowling ha maggior probabilità di una palla  da  golf  di  colpire  un
    birillo.
    La  probabilità  che  una  data specie di nucleo catturi un neutrone è
    chiamata "sezione d'urto",  termine che  descrive  metaforicamente  il
    nucleo  come  un  bersaglio  di  determinata  grandezza:  è più facile
    colpire con una palla da baseball il lato di un  granaio  che  colpire
    alla  stessa  distanza  un'asse  larga  trenta centimetri.  Le sezioni
    d'urto dei nuclei per bombardamento  con  neutroni  sono  espresse  in
    trilionesimi  di  trilionesimo  di  centimetro  quadrato (10 alla meno
    ventiquattresima centimetri quadrati). Questa unità è stata in effetti
    chiamata "barn" (granaio) dai fisici americani M. G. Holloway e C.  P.
    Baker  nel  1942;  il nome serviva a nascondere quanto stava realmente
    succedendo in quei febbrili giorni di guerra.
    Quando un nucleo cattura un neutrone,  il  suo  numero  atomico  resta
    immutato  (perché  la  carica del nucleo rimane la stessa),  ma il suo
    numero di massa sale di un'unità.  L'idrogeno 1  diventa  idrogeno  2,
    l'ossigeno  17 diventa ossigeno 18 e così via.  L'energia conferita al
    nucleo  dall'ingresso  del  neutrone  può  eccitare  il  nucleo,  cioè
    accrescere  il  suo  contenuto  energetico.  Questo surplus di energia
    viene poi emesso sotto forma di raggio gamma.
    Il nuovo nucleo spesso è instabile. Per esempio, quando l'alluminio 27
    cattura un neutrone e diventa alluminio 28, uno dei neutroni del nuovo
    nucleo decade immediatamente in un protone (emettendo  un  elettrone).
    Questo  aumento  della carica positiva del nucleo trasmuta l'alluminio
    (numero atomico 13) in silicio (numero atomico 14).
    Dato che il bombardamento con  i  neutroni  è  un  facile  metodo  per
    convertire un elemento in quello successivo, Fermi pensò di bombardare
    l'uranio per vedere se si sarebbe formato un elemento artificiale - di
    numero atomico 93.  Nei prodotti del bombardamento dell'uranio, egli e
    i suoi collaboratori trovarono tracce di nuove  sostanze  radioattive;
    credendo di aver ottenuto l'elemento 93,  lo chiamarono "uranio X". Ma
    come  identificare  con  certezza  il  nuovo  elemento?  Che  tipo  di
    proprietà chimiche avrebbe dovuto avere?
    L'elemento  93,  si  pensava,  avrebbe  dovuto  trovarsi  nella tavola
    periodica sotto il renio, al quale avrebbe dovuto quindi essere simile
    dal punto di vista chimico.  (In realtà,  anche se nessuno  allora  lo
    comprese,  l'elemento  93 apparteneva a una nuova serie di terre rare,
    il che significava che era simile all'uranio,  non  al  renio  -  vedi
    capitolo  sesto.  Pertanto  la  ricerca per la sua identificazione era
    partita decisamente con il piede sbagliato.) Se era simile  al  renio,
    forse  la  piccola  quantità  di  «elemento  93» creata avrebbe potuto
    essere isolata mescolando i prodotti del bombardamento con il renio, e
    poi separando il renio con metodi chimici.  Il renio avrebbe agito  da
    "trasportatore", portando con sé l'«elemento 93», chimicamente simile.
    Se  il  renio  avesse  manifestato proprietà radioattive,  ciò avrebbe
    indicato la presenza dell'elemento 93.
    Otto Hahn e Lise Meitner,  gli scopritori del protoattinio,  lavorando
    insieme a Berlino,  seguirono questa linea sperimentale. L'elemento 93
    non risultò presente insieme  al  renio.  Hahn  e  la  Meitner  allora
    cercarono  di  stabilire  se  il  bombardamento  con i neutroni avesse
    trasformato l'uranio in altri elementi vicini nella tavola  periodica.
    A questo punto - si era nel 1938 - ci fu l'occupazione dell'Austria da
    parte della Germania: la Meitner,  che fino ad allora,  come cittadina
    austriaca, era stata al sicuro nonostante fosse ebrea,  fu obbligata a
    scappare  dalla  Germania  di Hitler,  rifugiandosi a Stoccolma.  Hahn
    continuò il proprio lavoro con il fisico tedesco Fritz Strassman.
    Alcuni mesi più tardi,  Hahn e  Strassman  scoprirono  che  il  bario,
    mescolato   all'uranio  bombardato,   trasportava  con  sé  tracce  di
    radioattività, e pensarono che essa fosse dovuta al radio,  l'elemento
    che sta sotto il bario nella tavola periodica.  Conclusero quindi che,
    bombardando l'uranio con neutroni,  se ne  trasformava  una  parte  in
    radio.
    Ma  questo  radio  si  dimostrava assai strano: per quanto tentassero,
    Hahn e Strassman non riuscivano a  separarlo  dal  bario.  In  Francia
    Irène Joliot-Curie e il suo collaboratore P.  Savitch fecero lo stesso
    tentativo con analoghi esiti negativi.
    Poi la Meitner, dal suo rifugio in Scandinavia,  svelò coraggiosamente
    il  mistero,  rendendo  di  pubblico  dominio  un'idea  che Hahn stava
    esprimendo in privato,  ma che esitava a pubblicare.  In  una  lettera
    comparsa  nella rivista inglese «Nature» nel gennaio 1939,  la Meitner
    chiarì che non riusciva  a  separare  il  «radio»  dal  bario  per  la
    semplice  ragione che non vi era affatto del radio.  Il presunto radio
    era in  realtà  bario  radioattivo:  era  bario  ottenuto  bombardando
    l'uranio  con i neutroni!  Questo bario radioattivo decadeva emettendo
    una particella beta e trasformandosi in lantanio.  (Hahn  e  Strassman
    avevano scoperto che,  aggiungendo del comune lantanio ai prodotti del
    bombardamento, questo trasportava con sé una certa radioattività,  che
    però  essi  avevano  attribuito all'attinio;  in realtà si trattava di
    lantanio radioattivo.)
    Ma come aveva potuto formarsi del  bario  a  partire  dall'uranio?  Il
    bario  era  un  atomo  di  peso intermedio,  e nessun processo noto di
    decadimento radioattivo poteva trasformare un elemento pesante in  uno
    avente  metà del suo peso.  La Meitner giunse arditamente a concludere
    che il nucleo dell'uranio si fosse spaccato in due.  L'assorbimento di
    un  neutrone aveva provocato quella che fu da lei definita "fissione".
    I due elementi in cui si era spezzato, sosteneva la Meitner,  erano il
    bario  e  l'elemento  43,  quello  al  di sopra del renio nella tavola
    periodica.  Un nucleo di bario e uno dell'elemento 43 (che in  seguito
    fu  chiamato  "tecnezio")  insieme  avrebbero  costituito un nucleo di
    uranio.    L'intuizione   era   particolarmente   audace   perché   il
    bombardamento con i neutroni forniva solo 6 milioni di elettronvolt, e
    quanto  si  sapeva  a  quei  tempi  sulla  struttura del nucleo faceva
    pensare che,  per ottenere un effetto del genere,  ci sarebbero voluti
    centinaia di milioni di elettronvolt.
    Il nipote della Meitner,  Otto Robert Frisch, si affrettò a recarsi in
    Danimarca per sottoporre la nuova teoria a  Bohr,  ancor  prima  della
    pubblicazione.  Bohr si trovò di fronte al problema della sorprendente
    facilità con cui - secondo  la  nuova  ipotesi  -  si  sarebbe  potuto
    spaccare  in  due  il  nucleo,  ma fortunatamente in quel periodo egli
    stava lavorando intorno alla teoria della struttura nucleare a  goccia
    liquida,  e  ritenne  che  tale  teoria sarebbe riuscita a spiegare la
    cosa. (Negli anni seguenti tale teoria,  completata con il concetto di
    strato  nucleare,  avrebbe  spiegato  nei  minimi dettagli il fenomeno
    della fissione, compresa la ragione per cui il nucleo si spacca in due
    parti  disuguali.)  In  tutti  i  casi,  teoria  o  no,  Bohr  afferrò
    immediatamente tutte le implicazioni; egli stava proprio partendo alla
    volta di Washington, per partecipare a un congresso di fisica teorica;
    lì  Bohr  mise  al corrente i fisici di ciò che era venuto a sapere in
    Danimarca a proposito dell'ipotesi della  fissione.  Eccitatissimi,  i
    fisici  tornarono  ai loro laboratori per verificare tale ipotesi,  e,
    nel giro di un mese,  erano state  comunicate  una  mezza  dozzina  di
    conferme sperimentali. Il premio Nobel per la chimica del 1944 andò ad
    Hahn.

    La reazione a catena.

    La  fissione  liberava una quantità straordinaria di energia,  di gran
    lunga maggiore di quella liberata dalla semplice radioattività. Ma non
    era solo questa energia in più a rendere la fissione un fenomeno  così
    portentoso.  Ancora  più  importante  era  il fatto che nella reazione
    venivano liberati due o tre neutroni.  Nel  giro  di  due  mesi  dalla
    pubblicazione  della  lettera  della Meitner,  parecchi fisici avevano
    intuito la terribile possibilità di una "reazione nucleare a catena".
    Una reazione a catena è un fenomeno comune in chimica.  Anche un pezzo
    di carta che brucia è una reazione a catena. Un fiammifero fornisce il
    calore  necessario per innescare la reazione;  una volta cominciata la
    combustione,  è essa  stessa  a  fornire  il  calore,  necessario  per
    mantenere  e  diffondere  la  fiamma.  La  combustione  produce  altra
    combustione, su scala sempre più vasta.
    Tutto ciò è piuttosto simile a quanto avviene in una reazione a catena
    nucleare.  Un neutrone provoca la fissione di  un  nucleo  di  uranio,
    liberando  due neutroni che possano produrre due fissioni,  che a loro
    volta liberano quattro neutroni che possano produrre quattro fissioni,
    e così via. La fissione del primo atomo produce 200 Mev di energia; il
    passo successivo ne produce 400,  quello ancora  successivo  800,  poi
    1600,  e  così  via.  Dato  che  i  passi  successivi  si susseguono a
    intervalli di circa un cinquantesimo  di trilionesimo  di  secondo,  è
    facile  capire  che  entro  una piccolissima frazione di secondo viene
    liberata una quantità sbalorditiva di energia.  (In realtà  il  numero
    medio  dei neutroni prodotti in una fissione è 2,47,  così che le cose
    vanno ancora più velocemente  di  quanto  indicano  i  nostri  calcoli
    semplificati.)  La  fissione  di  un  chilogrammo  di  uranio  produce
    altrettanta energia quanto la combustione di quasi 3000 tonnellate  di
    carbone  o  di  oltre  3  milioni  di litri di petrolio.  Usata a fini
    pacifici,  la fissione dell'uranio  potrebbe,  in  teoria,  cancellare
    tutte  le  nostre  preoccupazioni  immediate  circa  l'esaurimento dei
    combustibili fossili e la crescita del nostro consumo energetico.
    Ma la scoperta della fissione avvenne proprio quando  il  mondo  stava
    per essere sommerso da una guerra senza quartiere.  I fisici stimarono
    che la fissione di 1 chilogrammo di uranio avrebbe fornito una potenza
    esplosiva pari a circa 20 mila  tonnellate  di  T.N.T.  (tritolo).  Il
    pensiero delle conseguenze di una guerra combattuta con armi di questo
    genere era orribile,  ma l'idea di un mondo in cui la Germania nazista
    avesse posto le mani su un simile esplosivo prima  degli  Alleati  era
    ancora più orribile.
    Il fisico americano di origine ungherese Leo Szilard,  che meditava da
    anni sulle reazioni nucleari a catena, previde il futuro possibile con
    estrema lucidità.  Insieme ad altri  due  fisici  ungheresi-americani,
    Eugene  Wigner  e  Edward Teller,  egli convinse il gentile e pacifico
    Einstein,  nell'estate del 1939,  a scrivere una lettera al presidente
    Franklin  Delano  Roosevelt,  esponendo  le potenzialità offerte dalla
    fissione dell'uranio e suggerendo  che  si  facesse  ogni  sforzo  per
    sviluppare quest'arma prima che vi riuscissero i nazisti.
    La  lettera  fu scritta il 2 agosto 1939 e fu consegnata al presidente
    l'11 ottobre del 1939.  Tra queste due date  c'era  stato  lo  scoppio
    della  seconda  guerra  mondiale  in  Europa.  I fisici della Columbia
    University,  sotto la direzione di Fermi,  che aveva lasciato l'Italia
    per l'America l'anno prima, erano al lavoro per realizzare la fissione
    autosostenuta di una grande quantità di uranio.
    Alla  fine,  lo  stesso  governo degli Stati Uniti prese provvedimenti
    sulla scorta  della  lettera  di  Einstein.  Il  6  dicembre  1941  il
    presidente Roosevelt (assumendosi un grosso rischio politico,  in caso
    di insuccesso) autorizzò l'organizzazione di un  progetto  gigantesco,
    che prese il nome volutamente vago di Manhattan Engineer District;  il
    progetto consisteva nel mettere a punto una bomba atomica.  Il  giorno
    dopo  i  giapponesi  attaccarono  Pearl  Harbor  e  gli Stati Uniti si
    trovarono in guerra.

    La prima pila atomica.

    Come c'era da aspettarsi,  la pratica non seguì certo facilmente  alla
    teoria,  ma ci volle un gran lavoro per mettere a punto una reazione a
    catena.  In primo luogo occorreva  una  notevole  quantità  di  uranio
    sufficientemente   puro  perché  i  neutroni  non  andassero  sprecati
    restando assorbiti dalle impurità.  L'uranio è un elemento  abbastanza
    comune  nella  crosta  terrestre:  in  media sono presenti 2 grammi di
    uranio per tonnellata di roccia;  l'uranio pertanto è  400  volte  più
    abbondante dell'oro.  Ma è anche molto disperso,  così che sono rari i
    luoghi nel mondo in cui lo si trova in minerali ricchi o anche solo in
    concentrazione  ragionevole.  Inoltre,  prima  del  1939,   quasi  non
    esistevano  utilizzazioni  dell'uranio e quindi neppure tecnologie per
    la sua purificazione.  Fino ad allora era stata prodotta  negli  Stati
    Uniti meno di un'oncia (28,35 grammi) di uranio metallico.
    Sotto  la  direzione di Spedding i laboratori dello Iowa State College
    si misero a studiare il problema della purificazione  mediante  resine
    scambiatrici di ioni (vedi capitolo sesto),  e nel 1942 cominciarono a
    produrre uranio metallico ragionevolmente puro.
    Ma questo non era che  un  primo  passo.  A  quel  punto  si  dovevano
    separare le frazioni più fissili dell'uranio.  L'isotopo uranio 238 (U
    238) ha un numero pari di protoni (92) e un numero  pari  di  neutroni
    (146):  i  nuclei  con  un numero pari di nucleoni sono più stabili di
    quelli con un numero dispari.  L'altro isotopo dell'uranio naturale  -
    l'uranio  235  -  ha  un  numero dispari di neutroni (143);  ciò aveva
    consentito a Bohr di prevedere che la fissione dell'uranio 235 sarebbe
    stata più facile di quella dell'uranio 238.  Nel  1940  un  gruppo  di
    ricerca,  sotto la guida del fisico americano John Ray Dunning,  isolò
    una piccola quantità di uranio 235 e dimostrò  che  la  congettura  di
    Bohr  era  esatta.  La  fissione dell'U 238 avviene solo quando esso è
    colpito da neutroni veloci dotati di un'energia superiore a una  certa
    soglia, mentre per la fissione dell'U 235 sono sufficienti neutroni di
    qualsiasi energia, addirittura anche i semplici neutroni termici.
    Il  problema  era che nell'uranio naturale purificato solo un atomo su
    140 è U 235,  mentre il resto è U 238;  pertanto la maggior parte  dei
    neutroni  liberati  nella  fissione  dell'U  235 venivano catturati da
    atomi di U 238  senza  produrre  fissione  alcuna.  Anche  bombardando
    l'uranio  con  neutroni  abbastanza  veloci  da  scindere  l'U 238,  i
    neutroni liberati  dalla  fissione  dell'U  238  non  avevano  energia
    sufficiente  a sostenere una reazione a catena negli atomi restanti di
    questo isotopo più comune.  In altre parole,  la presenza  dell'U  238
    smorzava la reazione a catena, fino a farla estinguere, un po' come se
    si cercasse di far bruciare delle foglie bagnate.
    Non restava altro da fare,  allora,  che cercare di separare su grande
    scala l'U 235 dall'U 238,  o almeno tentare di asportare abbastanza  U
    238  da  ottenere  un sostanziale arricchimento del contenuto di U 235
    nel miscuglio.  I fisici affrontarono il  problema  con  vari  metodi,
    ciascuno  dei  quali  offriva  solo  una  debole speranza di successo.
    Quello che finì per funzionare meglio fu la "diffusione gassosa",  che
    è  rimasto  il metodo preferito fino al 1960,  nonostante i suoi costi
    spaventosi.  Uno scienziato della Germania occidentale ha  in  seguito
    elaborato  una  tecnica  molto  più economica per isolare l'U 235,  la
    "centrifugazione": le molecole più pesanti  vengono  proiettate  verso
    l'esterno,  separandosi da quelle più leggere, che contengono l'U 235.
    Questo processo mette alla portata economica delle potenze  minori  la
    fabbricazione delle bombe nucleari, fatto non del tutto desiderabile.
    La  massa  dell'atomo dell'uranio 235 è inferiore dell'1,3 per cento a
    quella dell'uranio 238;  di conseguenza se  gli  atomi  fossero  nello
    stato gassoso, quelli dell'U 235 sarebbero un po' più veloci di quelli
    dell'U 238,  dai quali,  proprio per la loro più veloce diffusione, si
    separerebbero passando attraverso una serie di barriere filtranti.  Ma
    per  utilizzare  questo principio,  si doveva prima disporre di uranio
    allo stato gassoso. A tale scopo si ricorse all'unico (o quasi) metodo
    possibile: combinarlo  con  il  fluoro,  ottenendo  l'"esafluoruro  di
    uranio",  un  liquido volatile composto di un atomo di uranio e sei di
    fluoro; in questo composto una molecola contenente U 235 è più leggera
    di meno dell'1 per  cento  di  una  molecola  contenente  U  238,  una
    differenza  che  si è comunque dimostrata sufficiente perché il metodo
    funzionasse.
    Si fece quindi passare  il  vapore  di  esafluoruro  di  uranio  sotto
    pressione  attraverso  barriere  porose;  a ogni passaggio le molecole
    contenenti U 235 guadagnavano,  in media,  un po' di  terreno  e  tale
    vantaggio  a  favore  dell'U  235 si accumulava attraversando le varie
    barriere successive. Ci sarebbero volute,  però,  migliaia di barriere
    per  ottenere  quantità  notevoli  di  esafluoruro di uranio 235 quasi
    puro;  ma ne bastava un numero molto  più  piccolo  per  ottenere  una
    concentrazione sufficientemente arricchita di U 235.
    Nel  1942,  si aveva ormai la ragionevole certezza che il metodo della
    diffusione gassosa (insieme a  uno  o  due  altri)  era  in  grado  di
    produrre  uranio arricchito in gran quantità: vennero allora costruiti
    degli impianti di separazione (che costarono un  miliardo  di  dollari
    ciascuno  e consumavano altrettanta elettricità quanto la città di New
    York) nella cittadina segreta di Oak Ridge,  nel  Tennessee,  chiamata
    talvolta,  da scienziati irriverenti, Dogpatch, come città immaginaria
    di "Li'l Abner" nelle storie di Al Capp.
    Nel frattempo i fisici calcolarono la "dimensione critica"  necessaria
    perché  una reazione a catena si autosostenga.  Se il blocco di uranio
    arricchito è troppo piccolo,  dalla  sua  superficie  sfuggono  troppi
    neutroni senza essere assorbiti dagli atomi di U 235;  per minimizzare
    questa perdita, il pezzo d'uranio deve avere un volume grande rispetto
    alla superficie.  Raggiunta una certa dimensione critica,  i  neutroni
    intercettati  dagli  atomi  di U 235 saranno in numero sufficiente per
    tenere in vita una reazione a catena.
    I fisici scoprirono anche un modo per  accrescere  il  rendimento  dei
    neutroni disponibili.  Come ho già detto,  i neutroni "termici" (cioè,
    lenti)  sono  assorbiti  dall'uranio  235  meglio  di  quelli  veloci;
    pertanto,  si ricorse a un "moderatore", che facesse diminuire le alte
    velocità con cui i neutroni emergevano  dalle  reazioni  di  fissione.
    L'acqua  comune  sarebbe  stata un ottimo agente di rallentamento,  ma
    purtroppo  i  nuclei  dell'idrogeno   ordinario   catturavano   troppi
    neutroni.  Il deuterio (idrogeno 2) assolveva il compito assai meglio,
    non avendo in pratica tendenza ad  assorbire  neutroni;  pertanto,  ai
    fini  della  fissione,  acquistò  un grande interesse la produzione di
    ingenti quantitativi di acqua pesante.
    Fino al 1943,  essa  veniva  preparata  soprattutto  per  elettrolisi;
    l'acqua  ordinaria  si  dissocia in idrogeno e ossigeno più facilmente
    dell'acqua  pesante:  pertanto,   dopo  l'elettrolisi  di  una  grande
    quantità  di  acqua,  quella  che  resta  alla  fine  è ricca di acqua
    pesante.   Dopo  il  1943,   il  metodo  favorito  fu   quello   della
    distillazione  frazionata.  L'acqua  ordinaria ha punto di ebollizione
    più basso;  pertanto il residuo finale di acqua non ancora evaporata è
    ricco di acqua pesante.
    Nei  primi  anni  quaranta l'acqua pesante era diventata preziosa.  La
    storia di come i Joliot-Curie  riuscirono  a  far  uscire  le  riserve
    francesi  di  acqua  pesante  dal  paese  al  momento dell'occupazione
    nazista, nel 1940,  è rocambolesca.  Circa 500 litri di acqua pesante,
    che  erano stati prodotti in Norvegia,  caddero nelle mani dei nazisti
    tedeschi e furono distrutti dal raid di un commando inglese nel 1942.
    Tuttavia anche l'acqua pesante aveva  i  suoi  inconvenienti:  avrebbe
    potuto   evaporare  quando  la  reazione  a  catena  avesse  raggiunto
    temperature altissime,  e avrebbe  corroso  l'uranio.  Gli  scienziati
    impegnati  nel Progetto Manhattan decisero di usare come moderatore il
    carbonio, sotto forma di grafite molto pura.
    Un altro moderatore possibile,  il berillio,  presentava lo svantaggio
    della  tossicità;  la "berilliosi" fu infatti riscontrata per la prima
    volta proprio all'inizio degli anni quaranta in  uno  dei  fisici  che
    lavoravano alla bomba atomica.
    Ora,  cerchiamo  di immaginare come avvenga una reazione a catena.  Si
    comincia con l'inviare un fascio di neutroni di innesco nel  complesso
    costituito da moderatore e uranio arricchito. Un certo numero di atomi
    di uranio 235 subisce la fissione,  liberando dei neutroni, che a loro
    volta colpiscono altri atomi di uranio 235;  anche questi subiscono la
    fissione  e  liberano  ulteriori  neutroni,  alcuni dei quali verranno
    assorbiti da atomi  che  non  sono  di  U  235,  mentre  altri  ancora
    sfuggiranno dalla pila. Ma se in ogni fissione 1 neutrone (esattamente
    1)  ha  l'effetto di produrre un'altra fissione,  allora la reazione a
    catena sarà  autosostenuta.  Se  il  "fattore  di  moltiplicazione"  è
    maggiore  di uno,  anche di pochissimo (per esempio,  se è 1,001),  la
    reazione   a   catena   crescerà   rapidamente,   fino   a   provocare
    un'esplosione.  Questo va bene nel caso delle bombe,  ma non certo per
    gli scopi sperimentali.  Era quindi necessario  trovare  un  modo  per
    tenere  sotto  controllo  il  processo  di fissione: ciò poteva essere
    ottenuto inserendo delle barre di una sostanza come il cadmio,  che ha
    un'elevata  sezione d'urto per la cattura dei neutroni.  La reazione a
    catena si sviluppa così rapidamente  che  le  barre  di  controllo  di
    cadmio  non potrebbero essere inserite con sufficiente rapidità se non
    fosse per il  fortunato  particolare  che  gli  atomi  di  uranio  non
    emettono tutti i loro neutroni all'istante, durante la fissione. Circa
    1  neutrone  ogni  150  è  un "neutrone ritardato",  viene cioè emesso
    qualche minuto dopo la  fissione,  perché  non  proviene  direttamente
    dagli  atomi  di uranio che hanno subito la fissione,  ma da atomi più
    piccoli, formatisi nel corso della fissione stessa.  Quando il fattore
    di  moltiplicazione  supera di poco l'unità,  questo ritardo basta per
    dare il tempo di inserire le barre che controllano la reazione.
    Nel 1941,  vennero condotti degli esperimenti con miscugli di uranio e
    grafite;  l'informazione  raccolta  fu  sufficiente  perché  i  fisici
    ritenessero  che,  anche  senza  uranio  arricchito,  fosse  possibile
    innescare una reazione a catena,  se si fosse usato un pezzo di uranio
    abbastanza grande.
    I fisici si accinsero allora a costruire  un  reattore  di  dimensioni
    critiche  all'Università  di Chicago.  A quell'epoca erano disponibili
    circa sei tonnellate di uranio puro,  che furono integrate con  ossido
    di  uranio.  Vennero  sovrapposti  strati alterni di uranio e grafite:
    cinquantasette strati in tutto,  attraversati da  fori  in  cui  fosse
    possibile inserire le barre di controllo di cadmio. La struttura venne
    chiamata  "pila"  - un evasivo nome in codice,  che non ne rivelava la
    vera funzione. (Durante la prima guerra mondiale, per analogo scopo di
    segretezza vennero chiamati "tank" i carri armati;  tale nome restò in
    uso,  mentre  la  denominazione "pila atomica" fu sostituita da quella
    più appropriata di "reattore nucleare".)
    La pila di Chicago,  costruita sotto lo stadio da football,  aveva una
    larghezza di 9 metri,  una lunghezza di 9,75 metri e un'altezza di 6,5
    metri: pesava 1300 tonnellate e ne conteneva 46 di uranio, fra metallo
    e ossido.  (Si sa che,  usando uranio 235 puro,  la massa critica  non
    avrebbe  superato  i  255  grammi.)  Il  2  dicembre  1942 le barre di
    controllo di cadmio vennero estratte lentamente. Alle 15,45 il fattore
    di moltiplicazione raggiunse il valore 1: era in corso una reazione di
    fissione autosostenuta.  In  quel  momento  l'umanità  entrava,  senza
    saperlo, nell'Era Nucleare.
    Il fisico che dirigeva il progetto era Enrico Fermi: Eugene Wigner gli
    offrì  una  bottiglia  di  Chianti  per  celebrare il momento storico.
    Arthur Compton, anch'egli presente,  fece una telefonata interurbana a
    James  Bryant  Conant  ad  Harvard,  annunciandogli  il  successo: «Il
    navigatore italiano,» egli disse,  «è giunto nel Nuovo Mondo».  Conant
    chiese:  «Come  erano  gli  indigeni?».  La pronta risposta fu: «Molto
    amichevoli!».
    E' curioso e interessante il fatto che il  primo  navigatore  italiano
    scoprì  un  mondo nuovo nel 1492,  e il secondo ne scoprì un altro nel
    1942.

    L'Era nucleare.

    Nel frattempo si era scoperto un  altro  combustibile  adatto  per  la
    fissione:  l'uranio  238,  dopo  aver  assorbito  un neutrone termico,
    diventa uranio 239, che ben presto decade in nettunio 239,  il quale a
    sua volta si disintegra con analoga rapidità dando origine al plutonio
    239.
    Il plutonio 239, avendo nel nucleo un numero dispari di neutroni (145)
    ed  essendo  più  complesso  dell'uranio  235,  dovrebbe  essere molto
    instabile.  Sembrava logico prevedere che il plutonio 239  subisse  la
    fissione per effetto dei neutroni termici;  nel 1941 questa previsione
    venne confermata sperimentalmente;  non sapendo ancora con certezza se
    la   separazione   dell'U   235   si  sarebbe  rivelata  concretamente
    realizzabile,  i fisici decisero di  mettersi  le  spalle  al  sicuro,
    tentando di produrre il plutonio su vasta scala.
    Speciali  reattori furono costruiti nel 1943 a Oak Ridge e ad Hanford,
    nello  stato  di  Washington,   per  preparare   il   plutonio.   Essi
    costituivano un grande passo avanti rispetto alla pila di Chicago. Per
    prima  cosa  erano  progettati  in  modo  che fosse possibile estrarne
    periodicamente l'uranio;  il plutonio prodotto poteva essere  separato
    dall'uranio  con mezzi chimici;  anche i prodotti di fissione,  alcuni
    dei quali assorbivano molto i  neutroni,  potevano  venir  separati  e
    rimossi.  Inoltre,  i  nuovi reattori erano raffreddati ad acqua,  per
    prevenire il surriscaldamento.  (La pila di Chicago poteva  funzionare
    solo  per  brevi  periodi,  perché  era  raffreddata esclusivamente ad
    aria.)
    Nel 1945 erano ormai disponibili quantità di uranio 235 e di  plutonio
    239  sufficienti per costruire delle bombe.  Questa parte del progetto
    fu realizzata in una  terza  città  segreta,  Los  Alamos,  nel  Nuovo
    Messico,   sotto   la   direzione  del  fisico  americano  J.   Robert
    Oppenheimer.
    Per costruire una bomba era necessario accelerare il più  possibile  i
    tempi  della  reazione  a catena,  il che richiedeva l'uso di neutroni
    veloci per ridurre l'intervallo tra  una  fissione  e  l'altra.  Venne
    pertanto  eliminato  il  moderatore  e  la  bomba  venne  chiusa in un
    massiccio involucro per tenere insieme l'uranio finché buona parte  di
    esso subisse la fissione.
    Dato  che  una  massa  critica  di  materiale  fissile sarebbe esplosa
    spontaneamente (innescata dai neutroni vaganti presenti nell'aria), il
    combustibile per la bomba venne suddiviso in due  o  più  sezioni.  Il
    meccanismo di innesco era un esplosivo convenzionale, che provocava il
    contatto   delle  varie  sezioni  al  momento  della  detonazione:  un
    dispositivo era chiamato «Thin Man» (uomo magro) -  un  tubo  con  due
    pezzi  di  uranio 235 agli estremi - mentre un altro,  detto «Fat Man»
    (uomo grasso),  aveva la forma di una palla in cui un guscio  composto
    di  materiale  fissile  "implodeva"  verso  il  centro;   per  effetto
    dell'implosione e di un pesante  involucro  esterno,  detto  "tamper",
    veniva  allora  a  formarsi  momentaneamente  una densa massa critica.
    L'involucro  aveva  anche  la  funzione  di  riflettere   i   neutroni
    rinviandoli nella massa in cui era in corso la fissione,  riducendo in
    tal modo le dimensioni critiche.
    Sperimentare su scala ridotta  questo  ordigno  era  impossibile.  Per
    funzionare,  la  bomba  doveva  superare  la  dimensione  critica.  Di
    conseguenza, la prima verifica fu l'esplosione di una bomba a fissione
    nucleare vera e propria, chiamata di solito, ma impropriamente, "bomba
    atomica", o bomba-A.  Alle 5,30 del 16 luglio 1945 ad Alamogordo,  nel
    Nuovo  Messico,  venne  fatta  esplodere  una bomba,  che ebbe effetti
    veramente terrificanti: la sua potenza esplosiva era pari  a  20  mila
    tonnellate di T.N.T.  Si narra che I. I. Rabi, a cui venne chiesto più
    tardi cosa avesse visto,  abbia risposto  con  tristezza:  «Non  posso
    dirvelo, ma non aspettatevi di morire di morte naturale». (E' doveroso
    riferire  anche  che  la  persona  che ricevette questa risposta morì,
    qualche anno dopo, proprio di morte naturale.)
    Furono preparate altre  due  bombe  a  fissione.  Una  era  una  bomba
    all'uranio chiamata «Little Boy», lunga 3 metri e larga 60 centimetri,
    del  peso  di 4 tonnellate,  che fu sganciata su Hiroshima il 6 agosto
    1945;  a farla esplodere fu un'onda  radar.  Alcuni  giorni  dopo,  fu
    sganciata su Nagasaki la seconda bomba,  una bomba al plutonio, di 3,3
    per 1,5 metri, del peso di 4,5 tonnellate, chiamata «Fat Man». Insieme
    le due bombe avevano la potenza esplosiva di  35  mila  tonnellate  di
    T.N.T.  Con il bombardamento di Hiroshima l'Era Nucleare, che pure era
    iniziata già da tre  anni,  giunse  clamorosamente  a  conoscenza  del
    mondo.
    Durante  i  quattro  anni  che  seguirono,  gli americani si cullarono
    nell'illusione che la bomba nucleare potesse  rimanere  segreta,  solo
    che  opportune  misure  di  sicurezza ne impedissero la costruzione in
    altre nazioni.  In realtà,  gli studi  teorici  e  la  sperimentazione
    pratica  relativi  alla fissione nucleare erano già a conoscenza degli
    scienziati di altri paesi fin  dal  1939,  e  l'Unione  Sovietica  era
    impegnata  a  fondo  in questo settore di ricerca fin dal 1940.  Se la
    seconda guerra mondiale non avesse  impegnato  le  risorse  di  quella
    nazione  (certo  inferiori  a quelle degli Stati Uniti),  assai più di
    quanto non  impegnasse  quelle  della  nazione  americana,  nella  sua
    posizione  di paese non invaso,  l'URSS avrebbe potuto avere una bomba
    nucleare nel 1945, come gli Stati Uniti. Comunque,  l'Unione Sovietica
    fece  esplodere  la  sua  prima  bomba  nucleare il 22 settembre 1949,
    suscitando sgomento e sorpresa (abbastanza fuori luogo) nella  maggior
    parte degli americani.  La bomba sovietica aveva una potenza sei volte
    maggiore di quella di Hiroshima e un effetto esplosivo pari a 200 mila
    tonnellate di T.N.T.
    Il 3 ottobre 1952,  la Gran Bretagna divenne la terza potenza nucleare
    con  l'esplosione  di  una propria bomba sperimentale.  Il 13 febbraio
    1960, la Francia si unì al «club nucleare» come quarto membro, facendo
    esplodere nel Sahara una bomba al plutonio.  Il 16  ottobre  1964,  la
    Repubblica   popolare   cinese  annunciò  l'esplosione  di  una  bomba
    nucleare,  e diventò il quinto  membro  del  club.  Nel  maggio  1974,
    l'India  fece esplodere la propria bomba nucleare,  per la quale aveva
    usato  del  plutonio  sottratto  surrettiziamente   da   un   reattore
    (destinato  a  scopi pacifici) che le era stato fornito dal Canada,  e
    divenne il sesto membro. Da allora parecchi paesi, tra cui Israele, il
    Sudafrica,  l'Argentina e l'Iraq,  sono stati sospettati di essere sul
    punto di dotarsi di armi nucleari.
    Questa  proliferazione  nucleare  è  diventata  motivo  di allarme per
    molti.  E' già molto preoccupante vivere  sotto  la  minaccia  di  una
    guerra nucleare a cui potrebbe dar inizio una delle due superpotenze -
    le  quali  per altro si sono astenute dall'usare le loro armi atomiche
    per quarant'anni nella consapevolezza delle catastrofiche  conseguenze
    di  uno scontro nucleare.  Ma essere alla mercé delle piccole potenze,
    che possono agire in base a reazioni di rabbia,  spinte  da  interessi
    locali   e   guidate   da  governanti  di  vedute  mentali  ristrette,
    sembrerebbe proprio intollerabile.

    La reazione termonucleare.

    Nel frattempo la bomba a fissione è diventata  un'arma  superata:  gli
    uomini  sono riusciti a innescare un'altra reazione nucleare capace di
    produrre bombe ancora più devastanti.
    Nella fissione dell'uranio, lo 0,1 per cento della massa del suo atomo
    si converte in energia;  nella fusione degli atomi di idrogeno in  cui
    si  forma  l'elio,  non  meno  dello 0,5 per cento della loro massa si
    converte in energia,  come era stato messo in evidenza  per  la  prima
    volta  nel  1915  dal  chimico  americano  William  Draper Harkins.  A
    temperature di milioni di gradi,  l'energia dei protoni  è  abbastanza
    alta  per consentire la loro fusione: così due protoni possono unirsi,
    e dopo aver emesso  un  positrone  e  un  neutrino  (un  processo  che
    converte  uno  dei  protoni  in  un  neutrone) costituire un nucleo di
    deuterio;  questo,  a sua volta,  può fondersi con  un  protone  dando
    origine  a un nucleo di tritio,  che può fondersi con un altro protone
    formando elio 4;  oppure i nuclei di  deuterio  e  di  tritio  possono
    combinarsi in vari modi, sempre formando elio 4.
    Queste  reazioni  nucleari  possono  avvenire  soltanto in presenza di
    altissime   temperature:   pertanto   vengono    chiamate    "reazioni
    termonucleari". Negli anni trenta, si pensava che l'unico luogo in cui
    potessero  esistere  le  temperature  necessarie fosse il centro delle
    stelle; nel 1938 il fisico di origine tedesca Hans Albrecht Bethe (che
    aveva lasciato la Germania di  Hitler  nel  1935,  stabilendosi  negli
    Stati  Uniti)  aveva  avanzato  l'idea che reazioni di fusione fossero
    responsabili  dell'energia  irradiata  dalle  stelle.   Fu  la   prima
    spiegazione  del tutto soddisfacente dell'energia stellare avanzata da
    quando Helmholtz aveva sollevato il problema, circa un secolo prima.
    Ora, la bomba basata sulla fissione dell'uranio forniva le temperature
    necessarie, sulla terra;  essa poteva fungere da fiammifero abbastanza
    caldo  per  innescare  nell'idrogeno una reazione di fusione a catena.
    Per un certo tempo si dubitò che fosse possibile utilizzare una simile
    reazione per fabbricare una bomba: per prima  cosa,  il  combustibile,
    cioè  l'idrogeno  sotto  forma di una miscela di deuterio e di tritio,
    doveva formare una massa assai densa,  il che significava  che  doveva
    essere liquefatto e mantenuto a una temperatura solo pochi gradi sopra
    lo zero assoluto. In altri termini, si sarebbe dovuto far esplodere un
    frigorifero di grande massa,  ma soprattutto, anche supposto che fosse
    possibile fabbricare una bomba all'idrogeno,  a cosa sarebbe  servita?
    La  bomba  a fissione era già sufficientemente devastante da radere al
    suolo intere città;  una bomba  all'idrogeno  non  avrebbe  fatto  che
    accrescere le distruzioni e spazzare via intere popolazioni civili.
    Malgrado  queste  prospettive  poco  attraenti,  Stati  Uniti e Unione
    Sovietica si sentirono obbligati a proseguire  su  questa  strada.  La
    Commissione  per  l'energia  atomica  degli  Stati Uniti provvide alla
    produzione di una certa quantità di tritio,  predispose un ordigno  da
    60 tonnellate basato sulla fissione-fusione su un atollo corallino del
    Pacifico  e,  il  primo  novembre  1952,  provocò  la prima esplosione
    termonucleare  nella   storia   del   nostro   pianeta   (una   "bomba
    all'idrogeno",   o  "bomba  H").   Essa  confermò  le  più  spaventose
    previsioni: l'esplosione  produsse  l'equivalente  di  10  milioni  di
    tonnellate di T.N.T. (10 megaton) - 500 volte i miserabili 20 chiloton
    di  energia  della  bomba  di  Hiroshima.  L'atollo  fu  spazzato  via
    dall'esplosione.
    I russi non erano molto in ritardo: il 12 agosto  1953  a  loro  volta
    provocarono  un'esplosione  termonucleare  con  una  bomba  abbastanza
    leggera da essere trasportata con un aereo.  Gli americani  produssero
    una  bomba H trasportabile solo nel 1954;  mentre a loro erano occorsi
    sette anni e mezzo dopo la bomba a fissione per  mettere  a  punto  la
    bomba a fusione, ai russi bastarono cinque anni.
    Intanto  era  stato  elaborato  un  progetto per generare una reazione
    termonucleare a catena in modo più semplice, confinandola in una bomba
    portatile.  La chiave per questa  reazione  fu  fornita  dall'elemento
    litio. Quando l'isotopo litio 6 assorbe un neutrone, esso si scinde in
    un  nucleo  di  elio  e  uno di tritio,  emettendo 4,8 Mev di energia.
    Supponiamo ora di usare come combustibile  un  composto  del  litio  e
    dell'idrogeno, quest'ultimo sotto forma di deuterio; questo composto è
    solido,   così   non   occorre   il  refrigerante  per  condensare  il
    combustibile:  una  fissione  di  innesco  fornirà  neutroni  per   la
    scissione del litio;  il calore dell'esplosione causerà la fusione del
    deuterio presente nel composto e del tritio  prodotto  dalla  fissione
    del litio. In altri termini, avverranno varie reazioni energetiche: la
    fissione  del  litio,  la fusione del deuterio con altro deuterio e la
    fusione del deuterio con il tritio.
    Ora,  oltre a liberare energie tremende,  queste reazioni  producevano
    anche un gran numero di neutroni in eccesso. I costruttori della bomba
    si  chiesero:  perché non usare questi neutroni per la fissione di una
    massa di uranio?  Si può provocare la fissione anche nel comune uranio
    238,  purché i neutroni siano molto veloci (anche se più difficilmente
    che nell'uranio  235).  La  violenta  esplosione  di  neutroni  veloci
    prodotti  dalle  reazioni di fusione potrebbe provocare la fissione di
    un considerevole numero di atomi di U 238; supponiamo di costruire una
    bomba con un nocciolo di U 235 (per l'innesco) che abbia  intorno  una
    carica  esplosiva  di  deuteruro  di  litio,  il  tutto  avvolto da un
    mantello di uranio 238 che funga anch'esso da  esplosivo.  Si  avrebbe
    una  bomba  davvero  potente.  Si  potrebbe dare qualsiasi spessore si
    desideri al mantello di U 238,  perché questo non  ha  una  dimensione
    critica  oltre  la  quale la reazione a catena avviene spontaneamente.
    Ciò che risulta viene chiamato talvolta "bomba U".
    Anche questa bomba venne costruita.  E fu  anche  fatta  esplodere,  a
    Bikini,  nelle  Isole Marshall,  il primo marzo 1954: il turbamento fu
    grande in tutto il  mondo.  L'energia  prodotta  si  aggirava  sui  15
    megaton.   Ancora   più   drammatica  fu  una  pioggia  di  particelle
    radioattive da cui furono investiti ventitré pescatori giapponesi  che
    si  trovavano  sul  peschereccio "The Lucky Dragon".  La radioattività
    distrusse il carico di pesce, fece ammalare i pescatori, uno dei quali
    finì  per  morire,   e  non  migliorò  certo  la  salute   del   resto
    dell'umanità.
    Dal  1954  in  poi  le  bombe  termonucleari  sono entrate a far parte
    dell'arsenale degli Stati Uniti,  dell'Unione Sovietica e  della  Gran
    Bretagna.  Nel  1967  la  Cina  divenne  il  quarto  membro  del «club
    termonucleare»: aveva  impiegato  solo  tre  anni  per  passare  dalla
    fissione  alla  fusione  termonucleare.  L'Unione  Sovietica  ha fatto
    esplodere bombe all'idrogeno di potenza compresa tra 50 e 100 megaton,
    e gli Stati Uniti sono perfettamente in grado di costruirne  anche  di
    più grandi, in breve tempo.
    Negli   anni   settanta   vennero   sviluppate   bombe   nucleari  che
    minimizzavano l'effetto  esplosivo  e  massimizzavano  la  radiazione,
    particolarmente di neutroni, il che significa un minor danno alle cose
    e uno maggiore agli esseri umani. Queste "bombe al neutrone" piacciono
    a  chi  tiene  in  gran conto i beni materiali e in poco conto la vita
    umana.
    Le prime bombe nucleari,  usate  negli  ultimi  giorni  della  seconda
    guerra  mondiale,  furono  sganciate  da  aeroplani.  Oggi è possibile
    lanciarle mediante "missili balistici  intercontinentali"  (I.C.B.M.),
    che  si  avvalgono  di  razzi;  il  loro  lancio,  mirato  con estrema
    precisione, può essere effettuato da qualsiasi punto della terra verso
    qualsiasi altro punto.  Stati Uniti e Unione Sovietica hanno  entrambi
    grandi  arsenali di tali missili,  tutti suscettibili di essere armati
    con testate nucleari.
    Per questa ragione  una  guerra  termonucleare  generale  tra  le  due
    superpotenze,  se ingaggiata senza quartiere da entrambe le parti, può
    porre fine alla civiltà (e,  forse,  a gran parte delle capacità della
    terra di sostentare la vita) in non più di mezz'ora. Se mai è esistito
    al  mondo  un  argomento  di  riflessione capace di far rinsavire,  si
    direbbe che è proprio questo.

    USO PACIFICO DEL NUCLEO.
    L'uso  drammatico  dell'energia  nucleare   sotto   forma   di   bombe
    dall'incredibile  potere  distruttivo ha contribuito a far apparire lo
    scienziato nel ruolo dell'orco più di qualsiasi altro  fatto  avvenuto
    dalle  origini  della  scienza.  In un certo senso ciò è giustificato,
    perché nessuna argomentazione  o  razionalizzazione  può  cambiare  il
    fatto  che  gli  scienziati  hanno  costruito  effettivamente la bomba
    nucleare,  conoscendone fin dal  principio  il  potere  distruttivo  e
    sapendo che sarebbe stata probabilmente utilizzata.
    E'  però  doveroso  aggiungere  che  gli  scienziati  agirono sotto la
    pressione di una guerra terribile combattuta contro  nemici  spietati,
    avendo  di  fronte la prospettiva terrificante che un folle come Adolf
    Hitler potesse arrivare a costruire la bomba per primo.  Si deve anche
    aggiungere che,  in generale, gli scienziati che lavorarono alla bomba
    si sentirono profondamente a disagio  per  quello  che  facevano,  che
    molti si opposero al suo uso,  e che qualcuno addirittura abbandonò in
    seguito il campo della fisica nucleare,  in preda a qualcosa  che  non
    può essere definito se non come senso di colpa.
    Nel 1945 un gruppo di fisici,  capeggiati dal premio Nobel James Frank
    (oggi cittadino americano),  fecero una petizione al  Ministero  della
    guerra  contro  l'uso  della  bomba  nucleare  sulle città giapponesi,
    esponendo  dettagliatamente  quale   sarebbe   stata   la   pericolosa
    situazione  di  stallo  che  sarebbe seguita al suo uso.  Assai minori
    furono gli scrupoli di coscienza dei  capi  politici  e  militari  che
    presero  la  decisione  vera  e  propria di usare la bomba e che,  per
    qualche strana ragione,  sono considerati come patrioti  da  molti  di
    coloro che vedono gli scienziati come demoni.
    Inoltre,  non  possiamo  e  non  dobbiamo  sottovalutare il fatto che,
    liberando l'energia del nucleo atomico,  gli scienziati ci hanno messo
    a  disposizione  un potenziale che può essere usato costruttivamente e
    non solo distruttivamente.  E' importante sottolineare questo punto in
    un  mondo  e in un'epoca in cui la minaccia della distruzione nucleare
    ha messo la  scienza  e  gli  scienziati  in  una  delicata  posizione
    difensiva,  e  in  particolare  in  un  paese  come  gli  Stati  Uniti
    tradizionalmente sensibile alla tesi  di  Rousseau  secondo  la  quale
    l'istruzione  sarebbe una fonte di corruzione della condizione integra
    e ingenua degli esseri umani nello stato di natura.
    Perfino l'esplosione di una bomba atomica potrebbe non essere soltanto
    distruttiva. Come gli esplosivi chimici,  di potenza minore,  da tempo
    usati   nella  tecnica  mineraria  e  nella  costruzione  di  dighe  e
    autostrade,  anche gli esplosivi nucleari potrebbero apportare  enormi
    vantaggi  in  progetti  costruttivi.  A  questo  proposito  sono stati
    proposti sogni di  tutti  i  generi:  creare  porti,  scavare  canali,
    frantumare  formazioni rocciose del sottosuolo,  apprestare riserve di
    calore per la produzione di energia  -  si  è  pensato  di  utilizzare
    l'energia  nucleare perfino per la propulsione a grandi distanze delle
    navi  spaziali.   La  prospettiva  del  pericolo   di   contaminazione
    radioattiva  o di spese superiori al previsto o di entrambe le cose ha
    frenato questi ambiziosi progetti.
    Eppure è stata  realizzata  un'applicazione  costruttiva  dell'energia
    nucleare,  basata  proprio sul tipo di reazione a catena nata sotto lo
    stadio dell'Università di Chicago.  Un reattore  nucleare  controllato
    può sviluppare grandi quantità di calore,  che,  naturalmente, possono
    essere convogliate altrove da un "refrigerante",  come l'acqua o anche
    un metallo fuso, per produrre elettricità o riscaldare un edificio.

    Navi a propulsione nucleare.

    Reattori nucleari sperimentali in grado di produrre elettricità furono
    costruiti in Gran Bretagna e negli Stati Uniti già nei primi anni dopo
    la  guerra.  Gli  Stati Uniti oggi possiedono una flotta di più di 100
    sottomarini nucleari,  il primo dei quali,  il "Nautilus" (costato  50
    milioni di dollari),  fu varato nel gennaio 1954.  Questa unità,  così
    importante a quell'epoca come lo era stato il "Clermont" di Fulton  ai
    suoi  tempi,  era  dotata  di motori che potevano contare su una fonte
    virtualmente illimitata di energia;  ciò permette  ai  sottomarini  di
    restare  sott'acqua  per  periodi  indefinitamente  lunghi,  mentre  i
    sottomarini  ordinari  devono  tornare  spesso   in   superficie   per
    ricaricare  le batterie mediante generatori diesel che richiedono aria
    per il loro funzionamento.  Inoltre,  mentre  i  sottomarini  ordinari
    viaggiano a una velocità di otto nodi, un sottomarino nucleare viaggia
    a venti nodi e più.
    Il  primo  nocciolo  del  reattore  del  "Nautilus"  durò per 100 mila
    chilometri, durante i quali fu data una dimostrazione spettacolare. Il
    "Nautilus"  attraversò  l'Oceano  Artico  in  immersione   nel   1958,
    rilevando  una  profondità dell'oceano al polo nord pari a 4090 metri,
    assai più di quanto si era pensato.  Un secondo sottomarino  nucleare,
    più  grande,  il  "Triton",  circumnavigò  il globo restando sempre in
    immersione, seguendo la rotta di Magellano,  in ottantaquattro giorni,
    tra il febbraio e il maggio del 1960.
    Anche l'Unione Sovietica possiede sottomarini nucleari e, nel dicembre
    del 1957,  varò la prima nave nucleare di superficie, il rompighiaccio
    "Lenin".  Poco  prima  gli  Stati  Uniti  avevano  messo  in  cantiere
    un'imbarcazione  nucleare di superficie;  e nel luglio del 1959 furono
    varati il "Long Beach" (un incrociatore) e  il  "Savannah"  (una  nave
    mercantile). Il "Long Beach" è azionato da due reattori nucleari.
    Meno di dieci anni dopo il varo delle prime imbarcazioni nucleari, gli
    Stati  Uniti  avevano,  tra  quelle  in servizio,  in costruzione o in
    procinto di  essere  costruite,  quattro  imbarcazioni  di  superficie
    nucleari.  Eppure,  salvo  che per i sottomarini,  l'entusiasmo per la
    propulsione nucleare è andato scemando. Nel 1967,  il Savannah è stato
    posto  in  disarmo  dopo  due anni di vita;  il suo costo di esercizio
    ammontava a 3 milioni di dollari all'anno, spesa che venne considerata
    eccessiva.

    Reattori nucleari per la produzione di elettricità.

    Ma non  esistono  soltanto  gli  scopi  militari.  Il  primo  reattore
    nucleare  costruito  per  produrre  energia  elettrica destinata a usi
    civili è entrato in funzione  nell'Unione  Sovietica  nel  giugno  del
    1954;  era  piuttosto  piccolo,  con  una potenza non superiore a 5000
    kilowatt. Nell'ottobre del 1956,  la Gran Bretagna mise in funzione la
    centrale  di Calder Hall,  con una potenza di più di 50 mila kilowatt.
    Gli Stati Uniti arrivarono terzi in questo campo.  Il 26 maggio  1958,
    la  Westinghouse  mise in funzione un piccolo reattore nucleare per la
    produzione di energia elettrica per  usi  civili  a  Shippingport,  in
    Pennsylvania,  con  una  potenza  di 60 mila kilowatt.  Altri reattori
    seguirono ben presto negli Stati Uniti e altrove.
    Nel giro di poco più di dieci anni furono costruiti reattori  nucleari
    in una dozzina di paesi,  e quasi la metà dell'elettricità distribuita
    negli Stati Uniti per usi civili proveniva  dalla  fissione  nucleare.
    Anche lo spazio esterno fu conquistato: il 3 aprile 1965,  fu lanciato
    un satellite azionato da un piccolo reattore. Eppure il problema della
    contaminazione  radioattiva  è  assai  serio.  All'inizio  degli  anni
    settanta  l'opposizione  pubblica  alla  continua proliferazione delle
    centrali nucleari divenne sempre più forte.
    Poi,  il 28 marzo 1979,  ci fu il più serio incidente  nucleare  della
    storia americana;  avvenne a Three Mile Island, sul fiume Susquehanna,
    vicino a  Harrisburg.  In  realtà  non  vi  fu  rilascio  di  quantità
    significative di radioattività e nessun pericolo per le persone, anche
    se per vari giorni si rasentò il panico. Il reattore fu comunque messo
    fuori esercizio a tempo indefinito,  essendo molto lunghe e costose le
    operazioni di disinquinamento.
    La vittima principale di questo incidente fu l'industria  dell'energia
    nucleare: un'ondata di sentimenti antinucleari si rovesciò sugli Stati
    Uniti e anche su varie altre nazioni: la probabilità che vengano messi
    in  funzione  nuovi  reattori  nucleari  negli Stati Uniti è diminuita
    drasticamente.
    A quanto pare, l'incidente,  oltre a far comprendere agli americani in
    modo  drammatico cosa possa voler dire una contaminazione radioattiva,
    ha anche rafforzato l'opposizione  della  pubblica  opinione  mondiale
    contro  la  produzione  (per  non parlare dell'uso) di bombe nucleari,
    cosa certamente ottima agli occhi  di  qualsiasi  essere  ragionevole.
    (nota)
    Eppure non si può rinunciare tanto facilmente all'energia nucleare nei
    suoi aspetti pacifici.  Il fabbisogno umano di energia è soverchiante;
    come già ho messo in luce in questo stesso capitolo, è possibile che i
    combustibili fossili non ci bastino a lungo e non è probabile,  almeno
    per un certo tempo,  che riusciamo a sostituirli con l'energia solare.
    L'energia nucleare, invece, è a portata di mano,  e non mancano coloro
    che  sostengono che,  con le adeguate misure di sicurezza,  essa "non"
    sia più pericolosa dei combustibili fossili,  anzi lo sarebbe di meno.
    (Anche  per  quanto  riguarda  la contaminazione radioattiva,  si deve
    ricordare  che  il  carbone  contiene  piccole  quantità  di  impurità
    radioattive  e  che bruciando esso immette nell'aria più radioattività
    dei reattori nucleari - almeno così si sostiene.)

    NOTA: A rinvigorire tale opposizione ha  contribuito  notevolmente  il
    gravissimo  incidente  avvenuto alla fine di aprile del 1986 presso la
    centrale nucleare sovietica di Chernobyl. [N.d.R.]

    Reattori autofertilizzanti.

    Supponiamo allora di considerare la fissione nucleare come  una  fonte
    di  energia.  Quanto a lungo potremmo contare su di essa?  Non molto a
    lungo,  se dovessimo far  conto  esclusivamente  sul  poco  abbondante
    uranio  235  fissionabile;   per  fortuna  è  possibile  creare  altri
    combustibili fissili, partendo dall'uranio 235.
    Abbiamo visto che uno di questi combustibili  creati  dall'uomo  è  il
    plutonio.  Supponiamo  di  costruire  un piccolo reattore che utilizzi
    uranio arricchito come combustibile,  omettendo il moderatore:  avremo
    allora  dei neutroni veloci che affluiranno in una «camicia» di uranio
    naturale posta tutt'intorno, convertendo l'uranio 238 in plutonio;  se
    facciamo  in modo che siano pochi i neutroni che vanno persi,  da ogni
    fissione  di  un  atomo  di  uranio  235  del  nocciolo  del  reattore
    ricaveremo più di un atomo di plutonio.  In altri termini,  produrremo
    più combustibile di quello che consumiamo.
    Il primo di questi reattori autofertilizzanti è stato costruito  sotto
    la  guida  del  fisico  americano-canadese  Walter Henry Zinn ad Arco,
    nell'Idaho,  nel 1951.  Fu  chiamato  E.B.R.-1  (Experimental  Breeder
    Reactor-1).  Oltre  a  dimostrare  la  realizzabilità  del processo di
    autofertilizzazione,  esso  produceva  elettricità.   Fu  messo  fuori
    esercizio  perché  obsoleto  nel  1964 (tanto veloce è il progresso in
    questo campo).  L'autofertilizzazione può moltiplicare di molte  volte
    l'energia che si può ricavare dall'uranio,  perché fa dell'uranio 238,
    il più comune isotopo dell'uranio, un potenziale combustibile.
    Un altro combustibile fissile potenziale è l'elemento  torio,  di  cui
    esiste esclusivamente l'isotopo 232; l'assorbimento di neutroni veloci
    lo  trasforma nell'isotopo artificiale torio 233,  che decade in breve
    tempo diventando  uranio  233,  per  la  fissione  del  quale  bastano
    neutroni  lenti;  esso  è in grado di dar vita a una reazione a catena
    autosostenuta. Così,  si può aggiungere il torio alle fonti di energia
    disponibili;   il  torio,  inoltre,  è  cinque  volte  più  abbondante
    dell'uranio sulla terra. E' stato stimato che nelle prime centinaia di
    metri di profondità della crosta terrestre  sono  contenute  in  media
    4200   tonnellate   di   uranio   e  torio  per  chilometro  quadrato.
    Naturalmente non tutto questo materiale è facilmente estraibile.
    Nel complesso si può  ritenere  che  la  quantità  totale  di  energia
    ricavabile  dalle  riserve  di uranio e di torio sia circa venti volte
    quella ricavabile dal carbone e dal petrolio che ci rimangono.
    Tuttavia,  le preoccupazioni  nutrite  dalla  gente  a  proposito  dei
    reattori  ordinari  non  possono  che aggravarsi nel caso dei reattori
    autofertilizzanti.  Il plutonio è molto più pericoloso dell'uranio,  e
    alcuni sostengono che sia, tra i materiali che possono essere prodotti
    in grandi quantitativi,  il più tossico in assoluto, e che se soltanto
    un po' di plutonio  si  diffondesse  nell'ambiente  provocherebbe  una
    catastrofe  irreversibile.  Sussiste  anche  il timore che il plutonio
    destinato a reattori pacifici possa essere rubato o trafugato e  usato
    per  costruire  una  bomba  nucleare (come ha già fatto l'India),  che
    potrebbe poi essere usata per ricatti criminali.
    Forse si tratta di timori esagerati,  tuttavia pur sempre ragionevoli;
    inoltre  gli  incidenti  e  i  furti  non  sono  gli  unici  motivi di
    preoccupazione.  Anche se non vi fosse tema  alcuna  di  incidenti,  i
    reattori  nucleari  resterebbero  pericolosi.  Per  capire  il perché,
    consideriamo la radioattività e la radiazione ad alta  energia  a  cui
    essa dà origine.

    I pericoli della radiazione.

    Certo,  la  vita sulla terra è stata sempre esposta alla radioattività
    naturale e ai raggi cosmici.  Tuttavia,  la produzione di raggi  X  in
    laboratorio  e la concentrazione di sostanze naturalmente radioattive,
    come il radio,  che ordinariamente  esistono  in  tracce  diluitissime
    nella  crosta  terrestre,  hanno moltiplicato il pericolo.  Alcuni dei
    primi ricercatori che  lavorarono  con  i  raggi  X  e  con  il  radio
    ricevettero  addirittura dosi letali: tanto Marie Curie che sua figlia
    Irène Joliot-Curie morirono di leucemia dovuta all'esposizione a  tali
    raggi,  e  vi  è  poi  il  caso famoso degli operai che verniciavano i
    quadranti degli orologi negli  anni  venti,  che  morirono  perché  si
    passavano sulle labbra i pennelli sporchi di radio.
    Il  fatto  che  l'incidenza  generale  della  leucemia  sia  aumentata
    sostanzialmente negli ultimi  decenni  può  esser  dovuto,  in  parte,
    all'aumentato   uso  dei  raggi  X  destinati  a  varie  applicazioni.
    L'incidenza della leucemia tra i medici, che hanno parecchie occasioni
    di venir esposti ai  raggi  X,  è  doppia  che  nella  popolazione  in
    generale.  Tra  i radiologi,  che sono specialisti che usano appunto i
    raggi X, l'incidenza è dieci volte maggiore.  Non fa meraviglia che si
    sia  cercato  di sostituire i raggi X con altre tecniche,  come quelle
    basate sugli ultrasuoni.  L'avvento della fissione  ha  peggiorato  le
    cose.  Nelle  bombe  o  nei  reattori nucleari il processo di fissione
    libera radioattività su una scala  che  potrebbe  rendere  sempre  più
    pericoloso  per  la  vita  umana  tutto  ciò  che mangiamo,  beviamo o
    respiriamo,  nonché l'intera atmosfera e gli oceani.  La  fissione  ha
    introdotto  una  forma di inquinamento il cui controllo metterà a dura
    prova l'ingegno umano.
    I "prodotti della fissione"  degli  atomi  di  uranio  o  di  plutonio
    assumono  varie  forme.  Tra i frammenti si possono trovare isotopi di
    bario,  di tecnezio o di vari altri elementi.  In  totale  sono  stati
    identificati  all'incirca  200  differenti  prodotti radioattivi della
    fissione, che sollevano molti problemi di tecnologia nucleare,  perché
    alcuni  di essi assorbono facilmente i neutroni smorzando la reazione.
    Per questa ragione il combustibile di un reattore deve essere estratto
    e purificato a intervalli abbastanza frequenti.
    Oltre a ciò, questi frammenti di fissione sono tutti pericolosi per la
    vita in vario grado,  a seconda  della  natura  e  dell'energia  della
    radiazione.  Per esempio, l'introduzione nel corpo umano di particelle
    alfa è più pericolosa di quella di particelle beta.  Anche la velocità
    di  decadimento  è  importante:  un  nuclide  che  decade  rapidamente
    bombarda chi vi è esposto con una maggiore quantità di  radiazione  al
    secondo o all'ora di un altro che decade lentamente.
    Il tasso di decadimento di un nuclide radioattivo è qualcosa di cui si
    può  parlare  solo  in  presenza  di un gran numero di suoi atomi.  Un
    singolo nucleo può disintegrarsi in qualsiasi momento -  nel  prossimo
    istante  o tra un miliardo di anni o in qualsiasi momento intermedio -
    e non è possibile prevedere quando lo farà.  Ogni specie  radioattiva,
    tuttavia,  ha  un  tasso  medio  di  decadimento;  pertanto,  se in un
    processo è implicato un grande numero di atomi,  è possibile prevedere
    con  grande  precisione  quale  frazione  del  totale  si disintegrerà
    nell'unità di tempo. Per esempio, supponiamo che l'esperienza dimostri
    che,  in un dato campione di un atomo  che  chiameremo  X,  gli  atomi
    decadono  al tasso di 1 su 2 all'anno.  Alla fine di un anno,  su ogni
    1000 atomi X del campione originario,  500 saranno  rimasti  atomi  X;
    alla fine del secondo anno, 250; alla fine del terzo, 125, e così via.
    Il  tempo  necessario  perché  decada  la metà degli atomi originari è
    chiamato "tempo di dimezzamento" di quel  dato  atomo  (un'espressione
    introdotta  da  Rutherford  nel  1904);  di  conseguenza  il  tempo di
    dimezzamento dell'atomo X è un anno.  Ogni nuclide radioattivo  ha  un
    proprio  tempo  di dimezzamento caratteristico,  che non cambia mai in
    condizioni ordinarie. (Gli unici tipi di influenza esterna che possono
    modificarlo sono il bombardamento del nucleo con una particella  o  la
    temperatura  estremamente alta presente all'interno di una stella - in
    altre parole, eventi violenti, capaci di attaccare il nucleo stesso.)
    Il tempo di dimezzamento dell'uranio 238 è 4,5 miliardi di anni. Non è
    sorprendente,  quindi,  che esista ancora sulla terra dell'uranio 238,
    nonostante  il  decadimento degli atomi di tale elemento.  Un semplice
    calcolo mostra che occorrerebbe un periodo più di sei  volte  maggiore
    del tempo di dimezzamento per ridurre un nuclide radioattivo all'1 per
    cento della sua quantità originaria.  Perfino tra 30 miliardi di anni,
    ci sarà ancora un residuo di circa un chilogrammo di uranio  per  ogni
    tonnellata oggi esistente nella crosta terrestre.
    Gli  isotopi  di  un  elemento,  pur essendo praticamente identici dal
    punto di vista chimico,  possono differire molto per le loro proprietà
    nucleari.  L'uranio  235,  per esempio,  decade con velocità sei volte
    maggiore di quella dell'uranio 238;  il suo tempo di dimezzamento è di
    soli 710 milioni di anni, dal che si può desumere che, in epoche molto
    remote  del  passato,  l'uranio fosse molto più ricco di uranio 235 di
    quanto non sia  oggi.  Sei  miliardi  di  anni  orsono,  per  esempio,
    l'uranio  235  doveva  costituire  circa  il  70 per cento dell'uranio
    naturale.  Tuttavia l'umanità non  si  trova  di  fronte  agli  ultimi
    sgoccioli  di  uranio  235;  anche se avessimo scoperto la fissione un
    milione di anni più tardi,  la terra avrebbe ancora avuto il 99,9  per
    cento dell'uranio 235 che ha oggi.
    E'  evidente  che  qualsiasi  nuclide  con  un  tempo  di dimezzamento
    inferiore  ai  100  milioni  di  anni  deve  essersi  ridotto  fino  a
    scomparire nel corso della lunga vita dell'universo;  è per questo che
    oggi non possiamo trovare altro che tracce di plutonio.  L'isotopo del
    plutonio  di  vita  media più lunga,  il plutonio 244,  ha un tempo di
    dimezzamento di soli 70 milioni di anni.
    L'uranio,  il torio e altri elementi radioattivi di lunga  vita  media
    dispersi  finemente nel suolo e nelle rocce producono piccole quantità
    di radiazione,  che è sempre presente nell'aria  intorno  a  noi.  Noi
    stessi,  esseri umani,  siamo leggermente radioattivi,  perché tutti i
    tessuti  viventi  contengono  tracce  di  un  isotopo   del   potassio
    relativamente  raro  e  instabile  (il  potassio 40),  il cui tempo di
    dimezzamento è di 1,3 miliardi di anni. (Disintegrandosi,  il potassio
    40  dà  origine a una certa quantità di argo 40,  il che probabilmente
    spiega il fatto che quest'ultimo è di gran lunga il più comune nuclide
    di gas inerte che esista sulla  terra:  il  rapporto  potassio-argo  è
    stato usato per determinare l'età dei meteoriti.)
    Anche un isotopo radioattivo del carbonio,  il carbonio 14,  avendo un
    tempo di dimezzamento di soli 5770 anni,  normalmente non dovrebbe più
    trovarsi sulla terra;  esso,  però, si forma di continuo per l'impatto
    di particelle presenti nei raggi cosmici sugli atomi  di  azoto  della
    nostra  atmosfera.  Perciò  vi sono sempre tracce di carbonio 14,  che
    vengono    continuamente    incorporate    nell'anidride     carbonica
    dell'atmosfera. Essendo presente nell'anidride carbonica, tale nuclide
    viene inglobato nei tessuti vegetali da cui passa in quelli animali, e
    anche nei nostri corpi.
    Il carbonio 14, sempre presente nel corpo umano, ha una concentrazione
    molto  minore del potassio 40;  ma il carbonio 14,  avendo un tempo di
    dimezzamento molto  più  breve,  si  disintegra  con  frequenza  molto
    maggiore.  Il  numero  totale  di  disintegrazioni del carbonio 14 può
    essere circa un sesto di quello delle disintegrazioni del potassio 40;
    ma una certa  percentuale  di  carbonio  14  è  contenuta  nel  nostro
    patrimonio genetico;  tale percentuale, disintegrandosi, può provocare
    dei cambiamenti fondamentali nelle singole cellule -  cambiamenti  che
    invece non vengono prodotti dalla disintegrazione del potassio 40.
    Per  questa ragione si potrebbe sostenere che il carbonio 14 è l'atomo
    radioattivo più importante che si trovi naturalmente nel corpo  umano;
    questa  possibilità  fu segnalata dal biochimico russo-americano Isaac
    Asimov già nel 1955.
    I  vari  nuclidi  radioattivi  e  le  radiazioni  energetiche  che  si
    presentano   in  natura  (come  i  raggi  cosmici  e  i  raggi  gamma)
    costituiscono la "radiazione naturale".  L'esposizione  costante  alla
    radiazione naturale ha svolto probabilmente una parte nell'evoluzione,
    producendo mutazioni; essa potrebbe anche essere in parte responsabile
    del flagello del cancro. Ma gli organismi viventi hanno convissuto con
    essa per miliardi di anni. La radiazione nucleare è diventata un serio
    pericolo  solo  nella nostra epoca,  prima quando abbiamo cominciato a
    fare esperimenti con il radio,  poi con l'avvento della fissione e dei
    reattori nucleari.
    All'epoca  in cui ebbe inizio il Progetto Manhattan,  i fisici avevano
    appreso  da  una  dolorosa  esperienza  i  pericoli  della  radiazione
    nucleare,  così  che  sofisticate  misure  protettive  circondarono le
    persone che lavoravano al progetto stesso.  I prodotti  «caldi»  della
    fissione  e  altri materiali radioattivi erano sistemati dietro pareti
    schermanti di grande spessore e osservati  solo  attraverso  vetri  al
    piombo;   vennero  costruiti  strumenti  per  manipolare  i  materiali
    mediante comandi a distanza;  ognuno  doveva  avere  sugli  abiti  una
    striscia  di  pellicola fotografica o altri sistemi di rilevamento per
    controllare l'esposizione accumulata.  Vennero condotti esperimenti su
    vasta   scala   con   animali  per  stimare  la  "massima  esposizione
    tollerabile".  (I mammiferi sono più sensibili di altre forme di  vita
    alla radiazione;  tra i mammiferi,  però,  gli esseri umani presentano
    una resistenza media.)
    Nonostante tutto, avvennero degli incidenti,  e alcuni fisici nucleari
    morirono di "malattie da radiazione", causate da dosi troppo massicce.
    I rischi, comunque, ci sono in qualsiasi professione, anche quella più
    sicura: chi lavora nel campo dell'energia nucleare oggi non sta peggio
    degli  altri,  grazie  alle  maggiori  conoscenze  sui  rischi  e alle
    precauzioni intese a evitarli.
    Tuttavia, in un mondo pieno di reattori nucleari, in cui i prodotti di
    fissione ammontassero a tonnellate o a migliaia di tonnellate, le cose
    sarebbero un po' diverse.  Come  si  farebbe  a  smaltire  tutto  quel
    materiale letale?
    Gran parte di esso ha una radioattività di breve durata,  che svanisce
    fino a diventare innocua nel giro di qualche settimana  o  di  qualche
    mese;  è  quindi  possibile  tenerlo  immagazzinato durante quel breve
    periodo e poi gettarlo via.  Più pericolosi sono i nuclidi  che  hanno
    tempi di dimezzamento compresi tra uno e trenta anni,  cioè abbastanza
    brevi da produrre un'intensa radiazione, ma anche abbastanza lunghi da
    essere pericolosi per generazioni e generazioni.  Un  nuclide  con  un
    tempo di dimezzamento di trenta anni impiegherà due secoli per perdere
    il 99 per cento della sua attività.

    Utilizzo dei prodotti di fissione.

    I prodotti di fissione trovano applicazioni molto utili. Come fonti di
    energia,  possono  alimentare piccole apparecchiature o strumenti.  Le
    particelle emesse da un isotopo radioattivo  vengono  assorbite  e  la
    loro energia viene convertita in calore, utilizzato da termocoppie per
    produrre elettricità.  Le batterie che producono elettricità a partire
    dai radioisotopi vengono indicate  con  la  sigla  SNAP  (Systems  for
    Nuclear  Auxiliary  Power);   esse  vanno  anche  sotto  il  nome  più
    altisonante di batterie atomiche.  Possono pesare meno di  due  chili,
    generare  fino a 60 watt e durare per anni.  Le batterie atomiche sono
    state usate nei satelliti - nel "Transit 4A" e nel "Transit  4B",  per
    esempio,  messi  in  orbita  dagli  Stati Uniti nel 1961 e destinati a
    servire come sussidi per la navigazione.
    L'isotopo più comunemente usato nelle batterie SNAP è lo stronzio  90,
    su cui torneremo tra poco a proposito di un'altra questione.  Si usano
    anche alcuni isotopi del plutonio e del curio.
    Gli astronauti discesi sulla luna hanno sistemato sulla sua superficie
    questo tipo di generatori  nucleari,  per  alimentare  gli  apparecchi
    necessari  per  alcuni  esperimenti  lunari e un emettitore di segnali
    radio.  Questi strumenti hanno continuato per anni a compiere il  loro
    lavoro in modo irreprensibile.
    I  prodotti  di  fissione  possono essere utilizzati anche in medicina
    (per esempio,  nella cura  del  cancro),  per  uccidere  batteri,  per
    conservare  gli  alimenti e in molti settori industriali,  compresa la
    preparazione di prodotti chimici.  Per  esempio,  la  Hercules  Powder
    Company  ha  progettato  un  reattore  di  cui usare le radiazioni per
    produrre glicole etilenico, che serve come anticongelante.
    Però,   a  conti  fatti,   tutti  questi  impieghi,   e  altri  ancora
    immaginabili, non possono utilizzare più di una piccola frazione delle
    grandi  quantità  di  prodotti  di fissione che verranno scaricati dai
    reattori.  Questo rappresenta un grave problema di carattere generale:
    si  stima che per ogni 200 mila kilowatt di potenza elettrica ottenuta
    col nucleare vengano prodotti 0,7  chili  di  scorie  di  fissione  al
    giorno.  Cosa  farne?  Gli Stati Uniti hanno già sotterrato milioni di
    litri di liquidi radioattivi;  e si stima che,  nel 2000,  più di  due
    milioni  di litri di liquidi radioattivi dovranno essere smaltiti ogni
    giorno!   Stati  Uniti  e  Gran  Bretagna  hanno  affondato  nel  mare
    contenitori in cemento pieni di prodotti di fissione. Si è proposto di
    affondare le scorie radioattive negli abissi oceanici,  di accumularle
    in saline fuori uso,  di imprigionarle in  vetro  fuso  e  sotterrarle
    quando  fossero  solide.   Resta  però  sempre  l'apprensione  che  la
    radioattività possa sfuggire in un modo o nell'altro,  contaminando il
    suolo o i mari.  Un incubo particolarmente allarmante è la possibilità
    che una nave a propulsione nucleare possa  naufragare  e  riversare  i
    prodotti  della  fissione  accumulati nell'oceano.  L'affondamento del
    sottomarino    nucleare    americano     "Thresher"     nell'Atlantico
    settentrionale,  avvenuto  il  10  aprile  1963,  diede corpo a queste
    paure,  anche se  nel  caso  specifico  non  ci  fu,  a  quanto  pare,
    contaminazione.

    Ricaduta radioattiva.

    Se  è  vero che l'inquinamento prodotto dall'uso pacifico dell'energia
    nucleare costituisce un pericolo potenziale,  quanto meno  esso  verrà
    tenuto  sotto  controllo  con  ogni  mezzo  e con buone probabilità di
    successo.  Vi è però un tipo di inquinamento che si è già  diffuso  in
    tutto  il  mondo  e  che potrebbe venir diffuso deliberatamente in una
    situazione  di  guerra:  si  tratta  della  ricaduta  ("fallout")   di
    materiale radioattivo in seguito all'esplosione di bombe atomiche.
    La  ricaduta  è  prodotta da tutte le bombe nucleari,  anche da quelle
    sperimentali; il fallout viene trasportato ovunque dal vento,  portato
    a  terra  dalla  pioggia,  così che è praticamente impossibile che una
    nazione qualsiasi faccia esplodere una bomba  nucleare  nell'atmosfera
    senza  che  le  altre se ne accorgano.  Nell'eventualità di una guerra
    nucleare,  la ricaduta radioattiva nel lungo periodo potrebbe produrre
    più  vittime  e  più  danni  alla biosfera che lo scoppio stesso delle
    bombe nei paesi direttamente attaccati.
    Vi  sono  tre   tipi   di   ricaduta:   "locale",   "troposferica"   e
    "stratosferica".  La  ricaduta  locale  è provocata dalle esplosioni a
    terra: gli isotopi radioattivi vengono adsorbiti sulle particelle  del
    suolo  e  si  depositano rapidamente entro un raggio di 150 chilometri
    dal luogo dell'esplosione. Quando esplodono nell'aria bombe nucleari a
    fissione dell'ordine del chilotone,  i prodotti della fissione vanno a
    finire  nella  troposfera,  e si depositano nel giro di un mese,  dopo
    esser stati trasportati dai venti verso est per  qualche  migliaio  di
    chilometri.
    L'enorme  emissione  di  prodotti  di  fissione  da  parte della prima
    superbomba,  fatta esplodere nel Pacifico il primo marzo  1954,  colse
    gli  scienziati di sorpresa.  Non si aspettavano che il fallout di una
    bomba a fusione fosse tanto «sporco». Restò gravemente contaminata una
    superficie vasta quanto il Massachussets (o il Veneto),  circa 18 mila
    chilometri  quadrati.  Gli  scienziati  ne  compresero però la ragione
    quando vennero a sapere che intorno al nocciolo di fusione vi  era  un
    mantello  di  U  238,  in  cui i neutroni avevano indotto la fissione;
    esso, infatti, oltre a moltiplicare la potenza dell'esplosione,  aveva
    dato  origine  a  una  nube di prodotti di fissione molto più vasta di
    quella provocata da una semplice bomba a fissione  del  tipo  usato  a
    Hiroshima.
    La  ricaduta  radioattiva prodotta dai test nucleari effettuati fino a
    oggi ha accresciuto solo di poco la radioattività naturale  terrestre;
    tuttavia,  anche  un  piccolo aumento rispetto al livello naturale può
    far  salire  l'incidenza  del  cancro,   causare  danni   genetici   e
    accorciare, anche se di poco, la vita media. Le stime più prudenti dei
    rischi  sono  concordi  nell'affermare  che,  aumentando  il  tasso di
    mutazione,  la ricaduta radioattiva prepara una buona dose di guai per
    le generazioni future.
    Uno  dei prodotti di fissione è particolarmente pericoloso per la vita
    umana: si tratta dello stronzio 90 (tempo di  dimezzamento  28  anni),
    l'isotopo  tanto  utile  per le batterie atomiche.  Lo stronzio 90 che
    cade sul terreno o nelle acque viene assorbito dalle piante  e  quindi
    introdotto  nei  corpi  di  quegli  animali  (tra  cui  l'uomo) che si
    nutrono,   direttamente  o  indirettamente,   di  vegetali.   Esso   è
    particolarmente  pericoloso perché,  essendo molto simile chimicamente
    al calcio, va a finire nelle ossa, dove si insedia per lungo tempo.  I
    componenti  delle  ossa  hanno  un  ricambio  lento,  cioè non vengono
    sostituiti con la stessa frequenza delle sostanze presenti nei tessuti
    molli;  per tale ragione lo stronzio  90,  una  volta  assorbito,  può
    restare nel corpo di un individuo per gran parte della sua vita.
    Lo  stronzio  90  è  entrato  a far parte del nostro ambiente molto di
    recente;  non ne esisteva sulla terra in quantità  misurabile  fino  a
    quando  gli  scienziati non provocarono la fissione dell'uranio.  Oggi
    però,  in meno di una  generazione,  un  po'  di  stronzio  90  è  già
    insediato  nelle  ossa di qualsiasi essere umano,  nonché in quelle di
    tutti i vertebrati.  Considerevoli quantità di stronzio  90  fluttuano
    tuttora  nella  stratosfera,  e aumenteranno,  presto o tardi,  la sua
    concentrazione nelle nostre ossa.
    Tale concentrazione si misura in "unità di stronzio" (U.S.), una delle
    quali equivale a 1 picocurie di stronzio 90 per grammo di  calcio  nel
    corpo.  Il "curie" è un'unità di radiazione (naturalmente il nome è in
    onore dei Curie),  che in origine  veniva  ritenuta  equivalente  alla
    radiazione prodotta da 1 grammo di radio in equilibrio con il rado, un
    prodotto della sua disintegrazione;  oggi, però, viene considerata, in
    modo più generale,  pari a 37 miliardi di disintegrazioni al  secondo.
    Un picocurie è 1 trilionesimo di curie, ovvero 2,22 disintegrazioni al
    minuto.  Un'unità di stronzio significa quindi 2,22 disintegrazioni al
    minuto per grammo di calcio presente nel corpo.
    La concentrazione di stronzio 90 nello scheletro umano varia molto  da
    luogo a luogo e da individuo a individuo;  si sono trovate persone che
    ne hanno fino a settantacinque volte  la  quantità  media;  i  bambini
    hanno  in  media  una  concentrazione almeno quadrupla di quella degli
    adulti, a causa del più rapido ricambio di sostanze nelle ossa durante
    la crescita.  Anche le stesse stime della media variano,  perché  sono
    basate  soprattutto  su  stime  delle quantità di stronzio 90 presenti
    nella dieta. (Tra l'altro, il latte,  da questo punto di vista,  non è
    un alimento particolarmente pericoloso; infatti al calcio ingerito con
    gli  ortaggi è associata una dose maggiore di stronzio 90: il "sistema
    di filtraggio" delle mucche  elimina  parte  dello  stronzio  da  esse
    assunto nutrendosi di foraggi vegetali.) Le stime della concentrazione
    media  di  stronzio 90 presente nelle ossa della popolazione americana
    nel  1959,   prima  che  fossero  bandite   le   esplosioni   nucleari
    nell'atmosfera,  andavano  da meno di un'unità di stronzio a molto più
    di  cinque.  (Il  "massimo  tollerabile"  è  stato  stabilito,   dalla
    Commissione  internazionale per la protezione dalle radiazioni,  nella
    misura di 67 U.S.) Le medie,  comunque,  dicono ben poco,  soprattutto
    perché  lo  stronzio 90 può raccogliersi in "punti caldi" nelle ossa e
    raggiungere un livello sufficientemente  alto  per  far  insorgere  la
    leucemia o il cancro.
    L'importanza degli effetti della radiazione ha avuto come conseguenza,
    tra l'altro,  l'adozione di numerose unità diverse per misurarli.  Una
    di tali unità,  il "röntgen",  che prende il nome dallo scopritore dei
    raggi  X,  si  basa sul numero di ioni prodotti dai raggi X o gamma in
    questione.  Più di recente è stato introdotto il "rad",  che  equivale
    all'assorbimento  di  100  erg  di  radiazione  di  qualsiasi tipo per
    grammo.
    Anche la natura della radiazione è importante: un rad di particelle di
    grande massa induce maggiori cambiamenti chimici nei tessuti  rispetto
    a un rad di particelle leggere;  pertanto una data energia sotto forma
    di particelle alfa è più dannosa della stessa energia sotto  forma  di
    elettroni.
    Da  un  punto  di  vista  chimico  il  danno  da  radiazione è causato
    soprattutto dalla scissione delle molecole di acqua (che costituiscono
    la maggior  parte  della  massa  dei  tessuti  viventi)  in  frammenti
    altamente  attivi  ("radicali liberi") che a loro volta reagiscono con
    le complicate molecole dei tessuti. Il danno inferto al midollo osseo,
    implicato nella produzione delle cellule del sangue, è una forma molto
    grave  di  patologia  dovuta  alla  radiazione,  che,  in  uno  stadio
    avanzato, è irreversibile e può condurre alla morte.
    Molti eminenti scienziati ritengono fermamente che il fallout dei test
    nucleari costituisca un grave pericolo per la razza umana.  Il chimico
    americano Linus Pauling ha sostenuto  che  la  ricaduta  di  una  sola
    superbomba  potrebbe  provocare  100 mila decessi per leucemia e altre
    malattie nel mondo, e ha messo in rilievo il fatto che il carbonio 14,
    radioattivo, prodotto dai neutroni liberati in un'esplosione nucleare,
    rappresenta un serio pericolo genetico.  Per tali ragioni  Pauling  ha
    svolto  un'energica azione a favore della cessazione degli esperimenti
    con  bombe  nucleari,  sostenendo  tutti  i  movimenti  intesi  a  far
    diminuire  il pericolo di una guerra e a promuovere il disarmo.  Altri
    scienziati,  invece,  tra cui  il  fisico  ungherese-americano  Edward
    Teller,  hanno  minimizzato  l'entità  del  rischio  rappresentato dal
    fallout.  La simpatia del mondo in genere va  a  Pauling,  come  forse
    indica  il fatto che gli è stato assegnato il premio Nobel per la pace
    nel 1963.
    Nell'autunno del 1958 gli Stati Uniti,  l'Unione Sovietica e  la  Gran
    Bretagna sospesero gli esperimenti nucleari in base a un accordo sulla
    fiducia  (il  che non ha impedito alla Francia di far esplodere la sua
    prima bomba nucleare nell'atmosfera nella primavera del 1960). Per tre
    anni la situazione parve rosea: la concentrazione di stronzio 90, dopo
    aver raggiunto un massimo,  intorno al 1960 si stabilizzò su un valore
    ben  al  di sotto di quello stimato come il massimo compatibile con la
    sicurezza.  Nondimeno circa 25 milioni di curie di stronzio  90  e  di
    cesio  137  (un  altro  pericoloso  prodotto  di fissione) erano stati
    immessi nell'atmosfera durante i tredici anni di  test  nucleari,  nei
    quali  si  erano  fatte  esplodere  non  meno di 150 bombe di tutte le
    varietà.  Solo due  di  queste  sono  state  fatte  esplodere  in  una
    situazione di conflitto, ma gli effetti sono stati davvero atroci.
    Nel  1961,  senza  preavviso,  l'Unione  Sovietica  pose  termine alla
    moratoria e  riprese  i  test  nucleari.  Poiché  l'URSS  aveva  fatto
    esplodere  bombe termonucleari di potenza senza precedenti,  gli Stati
    Uniti a loro volta si sentirono  in  obbligo  di  riprendere  i  test.
    L'opinione  pubblica  mondiale,  risvegliata  dall'interruzione  della
    moratoria, reagì con grande indignazione.
    Pertanto il 10 ottobre 1963 le tre maggiori potenze nucleari firmarono
    un trattato che bandiva parzialmente i test  nucleari  ("non  più"  un
    semplice  accordo  sulla  fiducia):  venivano bandite le esplosioni di
    bombe  nucleari  nell'atmosfera,  nello  spazio  e  sott'acqua.  Erano
    permesse  solo  le  esplosioni sotterranee,  perché esse non producono
    ricaduta radioattiva.  Questa è stata la mossa nella  direzione  della
    sopravvivenza   umana  che  maggiormente  ha  indotto  alla  speranza,
    dall'inizio dell'Era Nucleare a oggi.

    FUSIONE NUCLEARE CONTROLLATA.
    Da più di trent'anni i fisici nucleari nutrono un sogno segreto ancora
    più affascinante di quello di volgere a fini costruttivi  la  fissione
    nucleare:  il  sogno di padroneggiare l'energia ottenuta dalla fusione
    nucleare. La fusione, dopo tutto,  è il motore che fa andare il nostro
    mondo: le reazioni di fusione nel sole sono la fonte basilare di tutte
    le  nostre  forme  di  energia e della vita stessa.  Se riuscissimo in
    qualche modo a riprodurre e a controllare tali reazioni  sulla  terra,
    avremmo risolto tutti i nostri problemi energetici.  La nostra riserva
    di combustibile sarebbe grande quanto l'oceano, perché il combustibile
    sarebbe l'idrogeno.
    Cosa strana,  non sarebbe la prima volta che l'idrogeno verrebbe usato
    come  combustibile.  Poco  tempo  dopo  la scoperta dell'idrogeno e lo
    studio delle sue proprietà,  esso si  era  guadagnato  un  posto  come
    combustibile  chimico.  Lo  scienziato  americano Robert Hare nel 1801
    aveva  ideato  un  cannello  ossidrico,   e  in  seguito  le   elevate
    temperature  della  combustione dell'idrogeno in atmosfera di ossigeno
    hanno avuto parecchi impieghi industriali.
    L'idrogeno liquido,  poi,  ha avuto un'importanza  straordinaria  come
    combustibile per i razzi; si è anche proposto di usare l'idrogeno come
    combustibile   particolarmente   pulito  per  produrre  elettricità  e
    azionare automobili e veicoli in generale.  (In  questi  ultimi  casi,
    però,  resta  il  problema della facilità con cui l'idrogeno esplode a
    contatto con l'aria.) Comunque,  è come combustibile  per  la  fusione
    nucleare che l'idrogeno apre oggi le prospettive più allettanti.
    L'energia  prodotta  con  la fusione nucleare sarebbe immensamente più
    conveniente di quella prodotta dalla  fissione.  Con  uguale  peso  di
    combustibile,  un  reattore  a  fusione  produrrebbe da cinque a dieci
    volte l'energia prodotta da un reattore a fissione.  Un chilogrammo di
    idrogeno  può  produrre  per  fusione  77  milioni  di  kilowattora di
    energia;  inoltre la fusione si  baserebbe  su  isotopi  dell'idrogeno
    facilmente  ricavabili  dal  mare  in  grandi quantità,  mentre per la
    fissione occorre estrarre i minerali di uranio e di  torio  -  compito
    molto  più  difficile.  E  ancora:  la  fusione produce,  per esempio,
    neutroni e idrogeno 3,  che  non  sono  -  così  si  prevede  -  tanto
    difficili da controllare quanto i prodotti della fissione.  Infine - e
    forse più importante di tutto - una reazione di fusione,  in  caso  di
    una  qualsiasi  difficoltà,  si  limiterebbe  a spegnersi,  mentre una
    reazione  di  fissione  può   sfuggire   al   controllo   ("escursione
    nucleare"), producendo un "meltdown" dell'uranio (anche se la cosa non
    è  mai  successa),  che  diffonderebbe  la radioattività in modo molto
    pericoloso.
    Se la fusione  nucleare  controllata  fosse  resa  realizzabile,  essa
    fornirebbe  dunque  -  considerate la disponibilità del combustibile e
    l'abbondanza dell'energia  prodotta  -  una  riserva  di  energia  che
    potrebbe  bastare per miliardi di anni - tanto quanto durerà la terra.
    L'unica  conseguenza  indesiderabile  sarebbe  allora  l'"inquinamento
    termico"  - l'energia prodotta dalla fusione si andrebbe ad aggiungere
    al calore totale che arriva sulla superficie della terra. Tale aumento
    potrebbe far salire,  anche di poco,  la  temperatura,  con  risultati
    analoghi  a  quelli  dell'effetto serra.  Ciò vale anche per l'energia
    solare ottenuta da qualsiasi fonte diversa dalla radiazione solare che
    raggiunge la terra in modo naturale. Per esempio,  se si installassero
    nello  spazio  delle  centrali  a  energia solare,  si aumenterebbe la
    quantità di calore che arriva alla superficie della terra. In entrambi
    i casi,  l'umanità dovrebbe o limitare il proprio uso  dell'energia  o
    trovare  il  modo di rinviare nello spazio parte del calore a un ritmo
    più sostenuto di quanto non avvenga naturalmente.
    Tutto ciò,  comunque,  ha un interesse teorico solo se si  riuscirà  a
    produrre la fusione nucleare controllata prima in laboratorio e poi in
    un processo realizzabile su scala commerciale. Dopo una generazione di
    lavoro, non abbiamo ancora raggiunto questo stadio.
    Dei tre isotopi dell'idrogeno,  l'idrogeno 1 è il più comune, ma anche
    il  più  difficile  da  usare  ai  fini  della  fusione.   Esso  è  il
    combustibile del sole,  ma il sole può contare sulla sua massa enorme,
    su un intensissimo campo gravitazionale che  lo  tiene  insieme  e  su
    temperature centrali di molti milioni di gradi.  Solo in una minuscola
    percentuale dell'idrogeno presente nel  sole  avviene,  in  ogni  dato
    istante,  il processo della fusione nucleare;  ma, data l'enorme massa
    presente, anche quella piccola percentuale è sufficiente.
    L'idrogeno 3 è il più idoneo per la fusione,  ma  esiste  in  quantità
    così  piccole  e  richiede  un  tale  dispendio  di energia per essere
    prodotto che non è assolutamente il caso, per ora,  di considerarlo un
    combustibile utilizzabile da solo.
    Resta  l'idrogeno 2,  che è più facile da manipolare dell'idrogeno 1 e
    molto più comune dell'idrogeno 3.  Nell'idrogeno di  tutto  il  mondo,
    solo  1  atomo  ogni  6000 è di deuterio;  ma tanto basta.  Vi sono 35
    trilioni  di  tonnellate  di  deuterio  nell'oceano,   abbastanza  per
    rifornire   ampiamente  di  energia  l'umanità  per  tutto  il  futuro
    prevedibile.
    Vi sono,  però,  dei problemi;  la cosa può sorprendere,  dato che  le
    bombe  basate  sulla fusione esistono.  Se siamo capaci di ottenere la
    fusione dell'idrogeno, perché non possiamo costruire un reattore, come
    costruiamo una bomba?  E' presto spiegato: per realizzare una bomba  a
    fusione,  ci occorre un innesco costituito da una bomba a fissione,  e
    poi bisogna far esplodere il tutto. Per fare un reattore a fusione, ci
    occorre ovviamente un innesco meno drastico,  e  in  seguito  dobbiamo
    mantenere  la  reazione  a  un  livello  costante,   controllato,  non
    esplosivo.
    Il primo problema è quello meno difficile: correnti ad alta intensità,
    onde sonore ad alta energia,  raggi laser e così via,  sono  tutti  in
    grado  di  produrre  temperature  dell'ordine  dei milioni di gradi in
    tempi brevi. Non c'è dubbio che la temperatura necessaria possa essere
    facilmente raggiunta.
    Ben altro  problema  è  mantenere  la  temperatura  voluta,  riuscendo
    insieme  a  confinare  l'idrogeno  in  fusione (almeno così si spera).
    Ovviamente nessun contenitore materiale potrebbe confinare  un  gas  a
    una  temperatura  di  oltre  100  milioni  di gradi.  O il contenitore
    vaporizzerebbe o il gas si raffredderebbe.  Il primo passo  verso  una
    soluzione  sta  nel ridurre la densità del gas assai al di sotto della
    pressione  normale,   riducendo  così  il  contenuto  di  calore,   ma
    mantenendo alta l'energia delle particelle. Il secondo passo è un'idea
    veramente  geniale:  in  un gas a una temperatura molto alta gli atomi
    hanno perso tutti i loro  elettroni,  ed  esso  è  ormai  un  "plasma"
    (termine  introdotto da Irving Langmuir all'inizio degli anni trenta),
    fatto di elettroni e di nuclei nudi.  Dato che esso è costituito  solo
    di particelle cariche,  perché non usare,  per confinarlo,  un intenso
    campo magnetico al posto di un contenitore materiale?  Il fatto che  i
    campi  magnetici  potessero  obbligare  le particelle cariche a restar
    confinate entro un fascio era noto già dal  1907  e  l'effetto  veniva
    chiamato  reostrizione  ("pinch  effect").   L'idea  della  "bottiglia
    magnetica" venne messa alla prova e risultò che funzionava -  ma  solo
    per un tempo brevissimo. I fili di plasma confinati nella bottiglia si
    contorcevano   immediatamente  come  serpenti,   si  spezzavano  e  si
    estinguevano.
    Un altro approccio consiste nel fare in modo che  il  campo  magnetico
    sia  più  intenso agli estremi del tubo,  in modo da «intrappolare» il
    plasma.  Anche  questo  espediente  si  è  dimostrato  non  del  tutto
    soddisfacente.  Se  si  riuscisse  a  tener  confinato il plasma a 100
    milioni di gradi anche per un solo secondo,  la  reazione  di  fusione
    verrebbe  innescata  e si potrebbe ricavare energia dal sistema;  tale
    energia potrebbe essere usata per rendere più stabile e più potente il
    campo magnetico e per mantenere la temperatura al livello appropriato.
    La  reazione  di  fusione  allora  sarebbe  autosostenuta  e  verrebbe
    controllata dalla stessa energia da essa prodotta. Ma impedire la fuga
    del plasma anche per quel breve secondo è più di quanto oggi riusciamo
    a fare.
    Dato   che   la  fuga  di  plasma  avviene  con  particolare  facilità
    all'estremità del tubo, si è pensato di abolire le estremità, dando al
    tubo una forma a ciambella (toro).  Una configurazione particolarmente
    vantaggiosa è quella a otto, progettata per la prima volta nel 1951 da
    Spitzer e chiamata "stellarator".  Un sistema ancora più promettente è
    stato ideato dal  fisico  sovietico  Lev  Andreevic'  Artsimovic':  si
    chiama Camera Magnetica Toroidale, abbreviato in Tokamak.
    Anche  i fisici americani stanno lavorando sui Tokamak,  e inoltre con
    un apparecchio chiamato Scyllac,  progettato per confinare gas  aventi
    densità maggiori, allo scopo di ridurre il tempo di confinamento.
    Per  circa  venti anni i fisici hanno progredito a piccoli passi verso
    la meta costituita dalla fusione: i progressi sono stati lenti, ma per
    ora nulla fa pensare che si sia giunti a un punto morto.
    Nel  frattempo  la  ricerca  sulla  fusione  ha  già   portato   delle
    applicazioni concrete: la "torcia a plasma",  assolutamente silenziosa
    e capace di emettere getti che raggiungono i 50 mila  gradi  C,  è  di
    gran  lunga superiore ai cannelli chimici;  è stato suggerito che essa
    potrebbe fornire la soluzione  definitiva  al  problema  dei  rifiuti:
    nella  sua  fiamma  tutto  -  proprio  "tutto" - verrebbe ridotto agli
    elementi costitutivi, e tutti gli elementi sarebbero pronti per essere
    riciclati e convertiti nuovamente in materiali utili.

    BIBLIOGRAFIA.

    Al lettore italiano che volesse approfondire  gli  argomenti  trattati
    nel presente volume segnaliamo le seguenti opere:

    In generale:
    I. Asimov, "Catastrofi a scelta", Mondadori, Milano 1980.
    - "Esplorando la terra e il cosmo", Mondadori, Milano 1983.

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    Ed., Roma 1984.
    J. D. Bernal, "Storia della scienza", 2 volumi, Editori Riuniti,  Roma
    1956.
    A. C. Crombie, "Da Agostino a Galileo", Feltrinelli, Milano 1970.
    J.  L.  E.  Dreyer,  "Storia  dell'astronomia  da  Talete  a Keplero",
    Feltrinelli, Milano 1970.
    A. R. Hau, "La rivoluzione scientifica 1500-1800", Feltrinelli, Milano
    1976;  nuova  versione:  "La  rivoluzione  nella  scienza  1500-1750",
    Feltrinelli, Milano 1986.
    E. Nagel, "La struttura della scienza", Feltrinelli, Milano 1968.

    2.
    I. Asimov, "Il collasso dell'universo", Mondadori, Milano 1978.
    Enciclopedie Cambridge, "Astronomia", Laterza, Bari 1981.
    Abetti-Hack,  "Le nebulose e gli universi-isole",  Boringhieri, Torino
    1968.
    M. Bondi, "Sguardi sull'universo", Zanichelli, Bologna 1964.
    W. Bonnor, "Universo in espansione", Boringhieri, Torino 1967.
    G. Ganow, "La creazione dell'universo", Mondadori, Milano 1956.
    L. Gratton, "Relatività Cosmologia Astrofisica",  Boringhieri,  Torino
    1968.
    -, "Introduzione all'astrofisica", 2 volumi, Zanichelli, Bologna 1978.
    M. Hack, "L'universo", Feltrinelli, Milano 1967.
    F. Hoyle, "Galassie, nuclei e quasar", Einaudi, Torino 1970.
    A.  Koyré,  "Dal  mondo  chiuso  all'universo infinito",  Feltrinelli,
    Milano 1970.
    P. Maffei, "Al di là della luna", Mondadori, Milano 1973.
    - "I mostri del cielo", Mondadori, Milano 1976.
    - "L'universo nel tempo", Milano, Mondadori 1982.
    D. Sciama, "Cosmologia moderna", Mondadori, Milano 1973.
    R. e M. Sexl, "Nane bianche e buchi neri", Boringhieri Torino 1981.
    M. Shapley, "Le stelle e l'uomo", Mondadori, Milano 1961.
    M. L. Shipman, "Buchi neri,  quasar e universo",  Zanichelli,  Bologna
    1981.
    R.  M.  Wald,  "Teoria del Big Bang e buchi neri", Boringhieri, Torino
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    G. S. Weinberg, "I primi tre minuti", Mondadori, Milano 1977.

    3.
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    G. Ohring, "Le atmosfere dei pianeti", Zanichelli, Bologna 1968.
    K. Gatland (a cura di),  "L 'esplorazione dello spazio",  De Agostini,
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    I. Asimov, "Esplorando la terra e il cosmo", Mondadori, Milano 1983.
    Bolt, "I terremoti", Zanichelli, Bologna 1982.
    P. Cattermole - P. Moore, "Storia della terra", Laterza, Bari 1985.
    R. e B. Decker, "I vulcani", Zanichelli, Bologna 1984.
    Enciclopedie Cambridge, "Scienze della terra", Laterza, Bari 1982.
    N.  Morello,  "La macchina della terra. Teorie geologiche dal Seicento
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    P. Rossi, "I segni del tempo", Feltrinelli, Milano 1979.
    Takeuchi - Uyeda - Kanamori, "La deriva dei continenti",  Boringhieri,
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    D. Macdonald, "Verso lo zero assoluto", Zanichelli, Bologna 1965.
    Open University, "Introduzione ai materiali", Mondadori, Milano 1976.
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    G.  Ganow, "Trent'anni che sconvolsero la fisica", Zanichelli, Bologna
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    M. Born, "La sintesi einsteiniana", Boringhieri, Torino 1973.
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    Singer - Solymard - Rupert Hail - Williams (a cura di),  "Storia della
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    A.  Prat Bastai,  "Il problema dell'energia.  2: Fissione  nucleare  /
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    E. Segrè, "Enrico Fermi, fisico", Zanichelli, Bologna 1971.
    R.  Wilson - R.  Littaver,  "Acceleratori di particelle",  Zanichelli,
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