LICIA TROISI.

DOVE VA A FINIRE IL CIELO.

e altri misteri dell'universo
Con la consulenza scientifica di Luigi Pulone.
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Trascrizione elettronica rivista e resa disponibile dalla
          Fondazione Ezio Galiano onlus
             http:\\www.galiano.it
      ad esclusivo uso dei privi della vista.
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Presentazione.
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Il libro.
Tutto  cominciato quando avevo undici anni, con un documentario sulla vita e il lavoro di
Stephen Hawking. Ricordo ancora la sensazione di meraviglia e di inquietudine nello scoprire che
domande come " nato prima il tempo o l'Universo? E quale sar il loro destino?" non riguardavano
solo la filosofia, ma anche la fisica.
A distanza di ventitr anni, quando di sera esco e alzo gli occhi al cielo, sono ancora quelle le
emozioni che mi accompagnano: meraviglia e un po' di paura.  come se vedessi tutto: le infinite
galassie che popolano il vuoto cosmico, i buchi neri, e pi oltre, a circondarci come un guscio, la
radiazione cosmica di fondo, la nenia celeste da cui tutto  venuto. Visto da lontano, il cielo 
l'immagine della pace. L, invece, accadono cose di una violenza inaudita: miriadi di stelle che
nascono e muoiono, la materia che si forma e si scompone, secondo un meccanismo perfetto.
 uno spettacolo che non smette di affascinarci, sempre intriso di mistero e, per quanto si
cerchi di esplorarlo, ogni risposta conduce solo ad altre domande. Sembra un gioco costruito apposta
per noi, un enigma del quale non riusciremo mai a trovare davvero la soluzione, ma il divertimento sta
proprio in questo: potremo continuare a giocare in eterno. E io questo gioco ve lo voglio raccontare.
In Dove va a finire il cielo Licia Troisi si spoglia delle vesti di narratrice fantasy per
accompagnarci in un viaggio tra le stelle. Condivide con noi la sua passione e il suo lavoro di
astrofisica e ci svela tutti i misteri e i segreti che il cielo stellato sopra di noi nasconde.
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L'autrice
Nata a Roma nel 1980, Licia
Troisi  l'autrice fantasy italiana pi venduta nel mondo, grazie allo straordinario successo delle saghe
del "Mondo Emerso", della "Ragazza Drago" e dei "Regni di Nashira". Laureata con una tesi sulle
galassie nane, collabora con l'Universit di Roma Tor Vergata come astrofisica. Dove va a finire il
cielo  il suo primo libro di divulgazione scientifica.
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A mio zio Peppe,
il vero fisico di famiglia
I will be chasing a starlight
until the end of my life.
Starlight, MUSE
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Prefazione
PRIMO CONTATTO
Era un sabato o una domenica. In ogni caso era un giorno di festa, perch a casa c'era anche
mio padre. Ero sul divano, appoggiata a lui  accucciata, come dico adesso di mia figlia , e
guardavamo la TV. Dovevo avere circa undici anni. Ricordo il vecchio divano a righe beige e
azzurrine, il salone della casa in cui sono nata, il piccolo televisore. Era sintonizzato su un canale
minore, uno di quelli che non si guardano mai. Davano un documentario sulla vita e le opere di Stephen
Hawking, il geniale fisico teorico e cosmologo paraplegico, che gi all'epoca era, giustamente, una
celebrit.
In casa mia la scienza girava. Fisicamente, attraverso le copie di "Le Scienze", edizione italiana
di "Scientific American", che ogni tanto sfogliavo curiosa, e metaforicamente, tra una mamma che
aveva studiato biologia, un pap ingegnere e uno zio fisico. Non era una cosa rara, dunque, guardare un
documentario scientifico. Per quello, per qualche ragione, mi colp profondamente. Non tanto per la
storia della vita di Hawking o della malattia, ma per un'immagine, che tornava ossessivamente sullo
schermo per tutta la durata del documentario: un cielo scurissimo, pieno di tante stelline strane,
colorate e un po' allungate, e una gallina davanti, che mi guardava col suo occhio giallo e senza
espressione. Quell'immagine mi incuriosiva e mi metteva anche una certa inquietudine. Credo si
riferisse all'enigma sulla nascita del tempo e dell'universo: chi  venuto prima? Lo speaker associava la
questione alla famosa domanda sull'uovo e la gallina. Ecco, la prima immagine che associo
all'astrofisica  questa: la gallina e l'universo. Lo speaker, ricordo, diceva che Hawking si poneva
continuamente domande del tipo: da dove viene il tempo, come finir l'universo, come  nato, perch 
cos e non in un altro modo? Io ero perplessa: ma quella non era filosofia? Davvero la scienza si
occupava di queste cose?
 stato il primo contatto. E ancora oggi, a ventiquattro anni di distanza o gi di l, il cielo e
l'universo continuano a essere per me fonte di meraviglia e di inquietudine. Pi tardi ho scoperto che
l'immagine astronomica che si stagliava dietro la gallina era una delle prime ottenute col telescopio
spaziale Hubble e ritraeva galassie incredibilmente distanti da noi. Sembrano un mondo alieno, e forse
lo sono: cos lontane che forse, adesso, non esistono pi, e di sicuro non appaiono pi come le vediamo
ora.
Le emozioni che ho provato in quel lontano mattino mi avrebbero spinta, in seguito, a
interessarmi alle stelle. Essendo sempre stata un tipo ansioso, a quindici anni mi preoccupavo gi di
cosa avrei studiato all'universit. Mi piaceva un po' tutto. Ero una secchiona: non c'era una materia in
cui andassi peggio delle altre, andavo pi o meno bene in tutto. In altre parole, non avevo idea di cosa
avrei fatto dopo le superiori. Fu allora che, sfogliando una guida sull'Universit di Tor Vergata
rimediata non ricordo pi dove, trovai la facolt di fisica. Forse mi torn in mente l'immagine della
gallina e dell'universo, forse pensai a mio zio fisico cibernetico; comunque sia, all'improvviso mi dissi
che forse era quella la mia strada. Le stelle mi piacevano, la fisica delle particelle mi divertiva: era
come immergersi in un mondo che funzionava alla rovescia. Perch allora non provare?
La mente fissa su quell'idea, iniziai a farmi una cultura. Lo feci con i libri divulgativi di Isaac
Asimov, che conoscevo gi come straordinario narratore grazie a mia madre, sua lettrice appassionata.
Mi si apr letteralmente un mondo. All'improvviso scoprii che sotto la superficie di ci che vediamo
c' dell'altro, un mondo fantastico che sembra seguire regole proprie, rispetto alle quali la realt con
cui ci misuriamo ogni giorno non  che un'eccezione. Scoprii quanto eravamo piccoli, quanto fosse
sconfinato l'universo e quante cose straordinarie ci fossero l dentro: buchi neri, galassie, pianeti
Guardare lontano era un po' come guardare indietro nel tempo!
Capii in quel periodo che sarei diventata un'astronoma. Presi quella decisione di getto, senza
aver mai nemmeno aperto un libro di fisica, dato che ero solo in quinta ginnasio. Ma sono sempre stata
un tipo testardo: ormai avevo deciso, e sarei andata fino in fondo.
Cos ho fatto. Fino al giorno in cui ho scoperto che le storie che scrivevo nel tempo libero non
divertivano solo me, ma anche chi le leggeva, ho concentrato tutte le mie energie nel riuscire a
laurearmi in fisica e fare la ricercatrice. Ho continuato a leggere libri divulgativi, ho provato a seguire
con la massima attenzione le lezioni di fisica a scuola, anche quando i miei compagni di classe
facevano tanto casino che era impossibile sentire cosa dicesse il professore. Mi sono iscritta
all'universit, ho iniziato a partecipare a serate osservative e ho continuato a guardare il cielo notte
dopo notte, a volte anche col telescopio. Per esempio quella sera d'estate in cui, assieme al mio
fidanzato  ora marito , guardammo insieme Marte dal suo telescopio e riuscimmo a vederne le calotte
polari. O quella d'inverno in cui, a costo di congelarci le dita delle mani sul suo terrazzo, osservammo
la nebulosa di Orione, e forse anche Andromeda, senza per esserne sicuri. Le sere sul prato
dell'osservatorio astronomico di Roma, passate ad ascoltare il professore con cui un giorno mi sarei
laureata parlare di miti e di scienza, di poesia e di cielo. La sera con i miei genitori a Piazza di Siena,
quando sentii Margherita Hack parlare di stelle. La notte sul Tuscolo, dietro casa mia, quando vidi per
la prima volta un bolide solcare il cielo lasciandosi dietro una scia di fumo.
Una dopo l'altra, quelle esperienze sono state i gradini della scala, a volte faticosa, che mi ha
portato alla laurea e poi al dottorato. Ho fatto l'astrofisica per dieci anni della mia vita, scrivendo di
sera o di notte. Ho partecipato a congressi, firmato articoli, visitato istituti di ricerca e, a volte, passato
la notte in osservatorio a lavorare. Ho faticato, sudato, a volte pianto, perch ho la lacrima facile, ed 
anche stata dura, molto dura.
Tutto  cominciato con quel documentario, forse neppure il migliore sull'argomento, ma grazie
al quale ho capito la cosa pi importante: che l'universo  immenso e misterioso, che a volte pu
persino fare paura ma che  anche, al tempo stesso, meraviglioso. Ed era proprio quella meraviglia che
io volevo indagare e capire. Non  vero che la scienza toglie poesia alle cose: piuttosto aggiunge
conoscenza e, dunque, bellezza a bellezza.
Lavoro ancora come astrofisica. Collaboro saltuariamente con l'Universit di Tor Vergata, dove
ho conseguito sia la laurea che il dottorato. E sempre  sempre , quando  sera e sono fuori casa, alzo
gli occhi e guardo il cielo. Cerco il Grande carro, Giove, la Luna. Conto le stelle, studio la bont del
cielo:  limpido,  inquinato? Stasera si potrebbero fare delle belle osservazioni?
Il cielo  dentro di me. Insieme alla fantasia,  una delle dimensioni nelle quali mi rifugio la
maggior parte del tempo. Non credo mi passer mai: sono cose con cui nasci, e se per raggiungerle hai
fatto i sacrifici che ho fatto io, non puoi pi lasciarle andare.
Per questo, stasera, sono salita in macchina. Le notti estive non sono le migliori per osservare,
ma non fa tanto caldo, il cielo  limpido. Mi sono armata di un binocolo, un telescopio e qualche mappa
del cielo e sono andata a cercarmi un bel prato, abbastanza distante dalla citt da schermarne le luci
gialle. Mi sono stesa a terra, su un plaid, e ho iniziato a guardare quello che avevo sopra la testa. Le
stelle che tremolano, la Via lattea che ti si svela solo dopo qualche minuto, quando gli occhi si sono
abituati all'oscurit, i pianeti, che sei sempre l a chiederti se siano proprio loro o non, forse, un aereo.
Il cielo  immenso e sembra sempre identico a se stesso. Visto da fuori,  l'immagine della pace. E
invece accadono cose di una violenza inaudita: miriadi di stelle che nascono e muoiono, la materia che
si forma e si scompone, secondo un meccanismo perfetto. E poi la Luna, che ci sembra di conoscere
cos bene e invece ne abbiamo calcato la superficie solo quarantasei anni fa.
Mi sono sdraiata e ho fatto la mia osservazione in silenzio, in mezzo al frinire dei grilli. Se mi
restate accanto per un po', vi prometto che riuscirete a vedere anche voi quello che ho visto io.

1
CHE FAI TU, LUNA, IN CIEL?
Mamma, mamma, la Luna!
C' stato un periodo in cui i nostri viaggi di famiglia erano accompagnati da questa cantilena.
Appena Irene, mia figlia, vedeva la Luna, subito doveva indicarcela. Per la verit lo fa ancora, ma con
meno stupore di prima. In ogni caso, ne  abbastanza ossessionata. D'accordo, c' lo zampino mio e di
mio marito:  astrofisico anche lui, ci siamo conosciuti all'universit. Spesso le mandiamo sottilissimi
messaggi subliminali: che sia la serata passata a osservare la congiunzione Giove-Venere (c' stata nel
giugno 2015, i due pianeti erano cos vicini che si potevano vedere assieme attraverso il telescopio), il
razzo-giocattolo di legno, le lenzuola cosparse di satelliti e astronavi o la Luna, o meglio una lampada
che ne riproduce accuratamente la superficie e che simula anche le fasi, non manchiamo occasione per
farle osservare il cielo. Eppure, sono quasi sicura che la Luna a Irene piacesse gi da prima.  grande, 
bella, cambia in continuazione. Impossibile non notarla. Io, devo ammetterlo, non ne ho mai sentito
troppo il fascino, a parte per la famosa poesia di Leopardi, che adoro, ma che alla fine parla di
tutt'altro. Fino a quando non l'ho vista al telescopio. Perch  cos: le cose, se le conosci, inizi ad
amarle e ad apprezzarle davvero. E per conoscere un oggetto astronomico, devi passare attraverso la
lente di un telescopio.
La prima volta che la vidi ero piccola, e il telescopio, regalato da poco a mio cugino, era un
piccolo rifrattore, uno strumento che raccoglie luce e ingrandisce gli oggetti grazie a delle lenti. Il vero
"wow", per, mi sal in gola una sera che mi trovavo all'osservatorio astronomico di Roma, durante il
mio tirocinio da divulgatrice (s, ho fatto anche questo nella vita). L avevano un telescopio amatoriale
di ottima qualit, un riflettore di una trentina di centimetri  un riflettore  un telescopio dotato di
specchio, non di lenti; in entrambi i casi, comunque, le dimensioni contano: maggiore  il diametro
della lente o dello specchio, maggiore sar la capacit di raccogliere luce e, dunque, di vedere corpi
celesti debolissimi. Fu un'esperienza spettacolare. Sembrava di essere proprio lass: la liscia superficie
a cui siamo abituati, e che al massimo pu apparirci pi chiara o pi scura, si animava in rilievi
appuntiti, crateri, ampie pianure. Lungo la linea che separava l'oscurit dalla luce, si vedeva tutto: i
mari, i crateri insomma, una visione da togliere il fiato. In effetti la superficie lunare, per lo meno la
porzione che vediamo,  divisa cos: ci sono i mari, pi scuri e lisci  le macchie che vediamo di notte,
per intenderci  e i crateri, pi chiari. Una differenza che non  solo esteriore, ma di sostanza: a
cambiare, infatti,  anche la composizione. Lo avevano capito gi gli antichi, i quali pensavano, bont
loro, che i mari della Luna fossero oceani veri e propri. In effetti, con una buona dose di fantasia, 
questo che sembrano. In realt sono piane basaltiche. Il basalto  quella pietra scura e liscia di origine
vulcanica che viene usata per la pavimentazione di molte strade italiane  in Campania i grossi pietroni
si chiamano vasuli, in italiano basoli, appunto dalla pietra di cui sono fatti, ma anche i sampietrini
romani sono dello stesso materiale. I basalti lunari non hanno origine diversa. In un passato molto
remoto, la Luna  stata colpita da oggetti di varie dimensioni. Quelli pi grandi sono stati in grado di
creare enormi fratture, generando una fuoriuscita di lava e facendo fondere lo strato di roccia
superficiale nelle vicinanze della zona di impatto. La lava si  poi solidificata, dando vita ai mari. Il pi
famoso  probabilmente il mare della Tranquillit, quello dove la missione Apollo 11 atterr nel 1969.
I crateri, invece, sono quel che resta degli impatti con oggetti pi piccoli. Sono pi chiari
perch coperti di regolite, un materiale che riflette molto bene la luce. La Luna, infatti, non brilla di
luce propria: come tutti i pianeti, riflette quella del Sole. Nel farlo non  neppure granch efficiente,
anche se di notte, quando la vediamo in cielo, ci appare di gran lunga come l'oggetto pi luminoso. Il
parametro che permette di misurare la capacit di un corpo di riflettere la luce si chiama albedo, e
indica il rapporto tra la luce incidente e quella riflessa. In soldoni, la quantit di luce riflessa
dall'oggetto diviso per quanta luce manda il Sole; nel caso della Luna, l'albedo  del 7%. Quella della
Terra, invece,  del 37-39%. Questo scarto significativo si deve soprattutto ai mari presenti sul nostro
pianeta. L'acqua, infatti, riflette benissimo la luce: ce ne accorgiamo al mare, quando per la gente come
me, che passa il 90% del tempo in acqua, diventa fondamentale una crema di protezione per collo e
spalle. Ci sono immagini bellissime della Terra scattate dalla superficie della Luna. Una la trovate
nell'inserto fotografico (immagine 1): una semiluna azzurra e bianca, macchiata qua e l dal marrone
dei continenti. Un oggetto distante e bellissimo: la nostra piccola, fragile casa che, come avrete forse
capito, dalla superficie della Luna mostra anch'essa le sue fasi. Proprio come la Luna.
La sera in cui la vidi io, la Luna era a un quarto; per questo fui in grado di vedere il terminatore,
la linea che divide la zona illuminata da quella al buio, ovvero il giorno dalla notte lunare.  molto
bello osservarlo perch, per via dell'assenza di atmosfera sulla Luna (troppa poca gravit per
trattenerla), appare come una linea nitida: la luce scolpisce il profilo di monti e crateri, e sembra
proprio di essere l. Chi ha provato quest'esperienza avr sicuramente notato un tremolio nelle
immagini, dovuto appunto all'atmosfera della Terra. L'atmosfera  un fluido che si muove di continuo
sotto la spinta delle differenze di temperatura, creando vere e proprie turbolenze;  lo stesso effetto a
cui assistiamo d'estate, quando fa molto caldo, e dall'asfalto sembra alzarsi una sostanza misteriosa che
fa tremolare le cose. Per gli oggetti vicini, ci accorgiamo di questa turbolenza solo quando le differenze
di temperatura sono molto elevate, mentre per gli oggetti lontani, come la Luna o le stelle,  pi
evidente: tra noi e loro c' tutta l'atmosfera terrestre, svariate decine di chilometri di gas (non c' un
chiaro accordo su dove finisca esattamente l'atmosfera terrestre, e dove inizi la spazio: si tratta di una
transizione graduale).
Ma torniamo alle fasi. Perch ci sono? Per capirlo meglio guardiamo il disegno 1. Partiamo
dalle basi: la Luna  un satellite e gira intorno alla Terra (in realt non  esattamente cos, e fra poco
vedremo perch). La Terra, a sua volta,  un pianeta e gira intorno al Sole. La sorgente di luce, a va
sans dire,  il Sole, cio una stella. In questo complesso giramento di sfere, i tre corpi vengono a
trovarsi reciprocamente in diverse posizioni, che fanno s che noi vediamo la Luna sotto angolazioni
diverse. Quando i tre corpi sono nella posizione a), la parte di Luna illuminata dal Sole  quella
nascosta, dunque dalla Terra non vediamo niente:  la cosiddetta Luna nuova. Nella posizione b)
vediamo met Luna illuminata e l'altra met al buio, e lo stesso accade nella posizione d). Nel primo
caso parliamo di primo quarto, nel secondo di ultimo quarto. Infine, c' la Luna piena (posizione c).
E le eclissi? Anche in questo caso,  tutta una questione di giramenti di sfere. Per chi non lo
sapesse, la Terra gira intorno al Sole su un piano detto piano dell'eclittica. Quasi tutti i pianeti, in
effetti, girano intorno al Sole muovendosi sopra questa superficie, e ci si deve al modo in cui si 
formato il sistema solare. La Luna gira intorno alla Terra su un piano leggermente inclinato rispetto
all'eclittica (5, per la precisione). Questo fa s che Sole, Terra e Luna si trovino sullo stesso piano solo
nei cosiddetti nodi (disegno 2), ossia i punti di intersezione fra l'orbita lunare e l'orbita della Terra
intorno al Sole. Quando la Luna cade in un nodo in fase di Luna piena o Luna nuova, ci sono le eclissi:
nel primo caso parliamo di eclissi di Luna, nel secondo di eclissi di Sole (disegno 3).
Disegno 1. Posizioni reciproche di Sole, Terra e Luna nel moto di rivoluzione del nostro
satellite intorno alla Terra (il disegno non mostra i corpi in scala).
Ho visto parecchie eclissi di Luna nella mia vita e devo ammettere che non ne sono mai rimasta
particolarmente colpita. Non mi  mai riuscito, purtroppo, di vedere un'eclissi totale di Sole. Il motivo
 facilmente intuibile: le eclissi di Luna sono dovute all'ombra della Terra, che  un corpo piuttosto
grande, mentre quelle di Sole dipendono dalla Luna, che  piccolina (il raggio lunare  di circa 3470
km, quello terrestre di 6371 km, il che rende la Luna circa cinquanta volte pi piccola della Terra, in
fatto di volume). In altre parole, la Luna proietta un'ombra che non copre tutta la porzione di Terra
illuminata dal Sole. Per questo le eclissi di Luna ci sembrano pi frequenti; in realt ce ne sono tra zero
e quattro ogni anno di Luna e da un minimo di due a un massimo di cinque di Sole. Le prime sono solo
pi facili da osservare.
Disegno 2. La linea dei nodi in cui si intersecano il piano dell'eclittica e l'orbita lunare.
Per quanto non si tratti di esperienze paragonabili a un'eclisse totale di Sole, le eclissi parziali
mi hanno comunque impressionata. Io ne ho viste due, e probabilmente anche voi: una nel 1999, l'altra
nel 2015. Durante un'eclisse la nostra parte animale si risveglia, ci dice che c' qualcosa che non va: la
tonalit della luce, meno calda, il tocco del Sole sulla pelle, pi delicato, e un venticello che si alza al
culmine, quando l'atmosfera si raffredda. Noi esseri umani dipendiamo pi di quanto non pensiamo dal
ciclo eterno scandito dai pianeti sulle nostre teste. Siamo abituati a dare per scontati l'ordine e la
regolarit, e quando all'improvviso si interrompono qualcosa in noi risuona, entra in allerta.
Conosco le eclissi totali solo dal racconto dei miei genitori, che ne hanno vista una nel 1961, e
mi hanno parlato di animali impazziti e di una strana paura, in quella notte piombata dall'alto nel bel
mezzo del giorno. Comunque sia ho deciso: prima o poi mi muover e andr a vedere un'eclissi di Sole
seria, da qualche parte nel mondo.
Disegno 3. A sinistra, un'eclisse di Sole e il cono d'ombra della Luna sul nostro pianeta. A
destra, un'eclisse di Luna e il cono d'ombra (pi ampio) proiettato dalla Terra sul nostro satellite.
Fin qui abbiamo visto come "funziona" la Luna e da cosa  composta, ma abbiamo passato un
po' sotto silenzio un fatto importante, gi anticipato all'inizio: le rocce lunari sono, per composizione,
molto simili a quelle terrestri. Questo dettaglio pu aiutarci a fare luce su uno dei misteri che
riguardano il nostro satellite (s, anche un oggetto cos conosciuto e vicino ha i suoi misteri): da dove
viene la Luna? Quando si  formata?
Al riguardo esistono svariate teorie, tutte dotate di una loro dose di fascino. La pi accreditata,
al momento,  quella che cerca di spiegare la somiglianza fra rocce lunari e rocce terrestri. Stando a
questa teoria, la Luna non sarebbe che una costola della Terra. Un tempo il nostro pianeta era molto pi
caldo di oggi (parte di questo calore non si  ancora dissipato:  nascosto nelle sue viscere, sotto lo
strato solido, generando quel mare di roccia fusa su cui scivolano i continenti e al quale, ahim,
dobbiamo pure i terremoti). All'epoca, cio circa 4,5 miliardi di anni fa  sembrano tantissimi, ma
basta pensare che l'universo ha 13 miliardi di anni per ridimensionare immediatamente le cose , un
asteroide gigantesco si sarebbe schiantato sulla superficie del nostro pianeta. Il meteorite, grande pi o
meno quanto Marte e che gli scienziati hanno ribattezzato Theia, avrebbe generato un urto cos
catastrofico da far staccare dalla superficie un pezzo di materia gigantesco, dal quale col tempo si
sarebbe formata la Luna. Negli anni, comunque, sono state formulate parecchie altre ipotesi, tutte a loro
modo affascinanti. C' chi dice, per esempio, che la Luna se ne andasse a spasso per il sistema solare e
che, a un certo punto, sia passata vicino alla Terra con un'angolazione e una velocit tali da essere
catturata dal suo campo gravitazionale, cominciando a girarle attorno. Stando a un'altra teoria, in
origine avevamo due satelliti che poi si sono fusi. Quel che resta del secondo sarebbe la faccia nascosta
della Luna, quella che non vediamo mai: la sua Dark Side, per dirla con i Pink Floyd e con Star Wars.
Della Luna, in effetti, vediamo sempre la stessa faccia, quella che ci  cos familiare. Come mai? Il
motivo  abbastanza semplice. Il tempo di rotazione della Luna intorno al proprio asse  pari al suo
tempo di rivoluzione attorno alla Terra. Ricordo che da bambina, quando lo studiai alle elementari,
questo concetto non mi entrava in testa. Allora mio padre, santa pazienza, mi port in cucina e prese
un'arancia. Disegn un cerchio rosso con il pennarello per dividerla in due facce, e su una di queste
tracci una X. Poi inizi a farla girare intorno al lampadario della cucina, in modo che la faccia con la
X fosse sempre illuminata dalla lampada. Le fece fare il giro completo intorno al lampadario e io, dallo
spostamento della riga, vidi che l'arancia alla fine aveva anche girato su se stessa. Quell'esempio non
l'ho mai dimenticato. L'altra sera ho provato a replicarlo con mia figlia. Stavamo leggendo Il piccolo
principe, e lei non aveva ben capito la storia dei quarantatr tramonti al giorno. Non mi  riuscito
benissimo. Mio padre divulga parecchio meglio di me.
Se grazie al metodo delle arance non  cos difficile capire perch vediamo sempre la stessa
faccia della Luna, spiegare perch questo accada  un po' pi complesso. Tutto dipende dalla distanza
del satellite rispetto al proprio pianeta: se si tratta di una distanza abbastanza breve, i periodi di
rotazione e rivoluzione automaticamente si sincronizzano. I satelliti del sistema solare, in effetti,
mostrano quasi tutti questa caratteristica.  una questione di maree (s, quelle del mare) e, pi in
particolare, di legge di gravit, che dice che tutti i corpi dotati di massa si attraggono con una forza
maggiore quanto pi grandi sono le loro masse, e che questa forza diminuisce tanto maggiore  la loro
distanza. La formula che esprime questo concetto  probabilmente una delle prime formule fisiche che
ognuno di noi ha visto nella propria vita:
dove G  una costante, M e m le masse dei due corpi e R la loro distanza. Terra e Luna,
insomma, si attraggono. In verit tutti i corpi si attraggono. In questo momento, per esempio, la tastiera
attrae le mie dita (magari  per questo che scrivo tanto). Dato che G  una costante molto piccola
(6,67  10-11 m3/kg s2; per chi non abbia familiarit con la notazione esponenziale, 10-11 =
0,00000000001), ci vogliono masse molto grandi per avvertire questa forza, grandi quanto quelle dei
pianeti. I pianeti, per, non sono perfettamente tondi, ma somigliano pi a sfere schiacciate ai poli: se
guardiamo il disegno 4, per esempio, vediamo che la forza esercitata sul punto A, pi vicino alla Terra,
 maggiore di quella esercitata sul punto B. In altre parole, la Luna e la Terra tendono a rigonfiarsi
nella direzione dell'asse dell'orbita che li lega. L'effetto non si nota granch sulle superfici solide, ma 
molto evidente sull'acqua:  per questo che sulla Terra abbiamo le maree. Questi rigonfiamenti, che si
muovono sulle superfici di pianeta e satellite, aggiungono un'ulteriore componente all'insieme delle
forze esercitate sui due corpi, dando origine alla famosa sincronizzazione di cui parlavamo prima.
Disegno 4. La forza di gravit cambia in base alla distanza fra i due corpi.
Le cose che abbiamo detto finora partono tutte dal presupposto che la Luna sia un satellite, il
che, come accennavo all'inizio, non  del tutto corretto. La Luna, infatti,  piuttosto grande, cos grande
che il centro della sua orbita attorno alla Terra non coincide con il centro del nostro pianeta, ma risulta
spostato di 4700 km circa, quasi tre quinti del raggio terrestre. Sarebbe quindi pi appropriato parlare di
sistema binario e considerare Terra e Luna come due pianeti legati gravitazionalmente (d'accordo, la
Terra non gira attorno alla Luna, ma l'attrazione della Luna un po' la fa oscillare).
A questo punto qualcuno potrebbe porsi una domanda. Abbiamo gi detto che le rocce lunari
hanno una composizione simile a quelle terrestri, ma come facciamo a saperlo? I pi svegli avranno
subito pensato ai meteoriti lunari, rocce staccatesi dalla Luna e cadute sulla Terra sotto forma, appunto,
di meteoriti. La cosa divertente  che, volendo, i meteoriti si possono anche comprare: alcuni di quelli
rinvenuti in Africa e in Oman sono stati frazionati, sono in possesso di privati e si possono vendere. Io,
per esempio, ho regalato un frammento di meteorite marziano a mio marito, un pezzetto di roccia
lunare a mio zio e spesso, al collo, porto un frammento di meteorite ferroso. Per chi fosse interessato,
esiste perfino una confederazione internazionale di collezionisti con tanto di sito, l'International
Meteorite Collectors Association.
Al di l di quelle cadute al suolo, comunque, sulla Terra disponiamo di rocce lunari. Il motivo?
La Luna ha un invidiabile primato: fra tutti i corpi celesti,  l'unico a essere stato visitato dall'uomo.
Quando mi chiedono se c' un periodo storico in cui vorrei vivere, in genere rispondo che sto
bene qua: anche solo cent'anni fa, per me, sarebbe stato decisamente pi difficile fare l'astronoma, per
non parlare di tutte le malattie incurabili, delle guerre e di altre cose poco amene che la mia
generazione, per fortuna, non ha conosciuto. Una cosa, per, la invidio ai miei genitori: la notte del 20
luglio 1969, quella dell'allunaggio. Non riesco neppure a immaginare l'emozione, lo stupore che
devono aver provato vedendo un proprio simile mettere piede sulla Luna. Quel momento, lo confesso,
avrei voluto viverlo.
L'Apollo 11 e le missioni che l'hanno seguita non sono state solo prove muscolari degli USA
nei delicati anni della Guerra fredda: erano anche missioni scientifiche, che ci hanno permesso di
portare a terra una gran quantit di materiale e di capire molte cose della Luna, della sua composizione
e della sua formazione.
Quando si parla di allunaggio, lo so, non si pu fare a meno di citare la triste storia del
complottismo lunare. Per chi  cos fortunato da non averne mai sentito parlare, la questione  pi o
meno questa: c' chi crede che l'uomo non sia mai stato sulla Luna (o non ci sia andato solo la prima
volta, nel 1969; al riguardo ci sono diverse scuole di pensiero) ma che si sia trattato solo di un grande
complotto degli USA per aggiudicarsi il primato nella corsa allo spazio.
In realt, di prove che siamo stati sulla Luna ne esistono eccome. Una trattazione completa e
divertente si pu trovare in Luna? S ci siamo andati! di Paolo Attivissimo, ricco di informazioni
sull'esplorazione spaziale. Sulle prove che abbiamo messo davvero piede sulla Luna, comunque, un
paio di cose posso dirle anch'io. La pi divertente, secondo me, viene citata in una serie televisiva che
amo molto, The Big Bang Theory, che narra le vicende di quattro scienziati: un fisico teorico, un fisico
delle particelle, un ingegnere aerospaziale e un astrofisico (per chi se lo chiedesse: s, siamo proprio
cos, forse meno divertenti, ma siamo cos).
In una puntata, i nostri eroi prendono il grosso laser che uno di loro utilizza normalmente per i
suoi esperimenti e lo sparano contro la Luna. Dopo qualche secondo, sul computer arriva un segnale e
tutti esultano. Perch? Per chi non lo sapesse, durante la loro missione, gli astronauti dell'Apollo 11
hanno lasciato sulla superficie lunare uno specchio. In teoria, quindi, chiunque possieda un laser
abbastanza potente pu colpire quello specchietto con un raggio e vederlo tornare indietro. Ma c'
dell'altro. Come molti di voi probabilmente sapranno, la luce viaggia a una velocit finita (300.000 km
al secondo). Volendo, dunque,  sufficiente misurare il tempo che il raggio impiega per raggiungere lo
specchio e tornare indietro e dividerlo per due ( un percorso di andata e ritorno) per calcolare la
distanza della Luna dalla Terra.
Ecco, io questa cosa la trovo straordinaria. Nel 1969, a soli ventiquattro anni dalla fine della
Seconda guerra mondiale, quando i computer erano molto meno potenti di un qualsiasi smartphone di
oggi, tre uomini sono stati in grado di percorrere tutta quella distanza e di allunare. Non solo, ma anche
di lasciare tracce tangibili del loro passaggio! Lo specchio, per esempio, che ogni notte  l a ricordarci:
"Ce l'avete fatta, siete stati qui", ma anche il lander, e il rover, la navicella e il veicolo lunari
fotografati di recente da una sonda della NASA, l'LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter). Quello scatto
potete vederlo anche voi,  l'immagine 2 dell'inserto fotografico: si tratta di una prova. La prova che
siamo creature piccole e sperdute in un universo cos grande da farci apparire irrilevanti ma anche, per
quanto ne sappiamo, l'unica intelligenza capace di comprendere il cosmo, di lasciare la propria casa e
farsi un giro su un altro pianeta. L'avventura lunare ha provato quanto sia potente la combinazione dei
nostri cervelli e della nostra forza di volont. Possiamo grandi cose, quando vogliamo.
Per questo la sera, quando alzo gli occhi alla Luna, non posso fare a meno di pensare alla
bandiera che si drizza ancora oggi lass, immobile, immune ai capricci del vento. Non  quella del mio
paese, ma in fondo non ho mai dato grande importanza alle nazioni:  un manufatto umano, e tanto
basta. Poi penso a quell'orma, la prima, identica a se stessa da quarantasei anni, che rester
probabilmente tale per tutto il tempo in cui continueranno a esistere la Terra e la Luna.  piccola, ma 
l, e nessuno pu togliercela. Nemmeno chi  cos cinico o cos pessimista da negare che siamo anche
capaci, a volte, di imprese straordinarie.
2
IL PIANETA (NON PI) PROIBITO
Il primissimo pianeta che ho visto al telescopio  stato Saturno. Eravamo a Benevento, dove
vive la maggior parte della mia famiglia, e lo strumento era un piccolo rifrattore. Ai comandi, per cos
dire, c'era mio zio, il fisico di casa.
Dovevo essere piuttosto piccola, perch ho ricordi alquanto confusi di quell'evento. Ricordo
che riuscire a vedere qualcosa fu piuttosto difficile. Chi di voi ha fatto osservazioni con un telescopio
sa che non si tratta di uno strumento di utilizzo immediato. Anche quelli che semplificano la vita
dell'amatore col puntamento automatico e un motorino che permette di inseguire gli oggetti nel cielo
devono comunque essere messi in stazione. S, perch di notte il cielo gira (o meglio, a farlo  la Terra
su se stessa), e si ha l'impressione che la volta celeste ruoti intorno al polo Nord. Quando si posiziona
l'occhio all'oculare, poi, occorre mettere a fuoco, disporsi perpendicolari insomma, non  facile. Ma
ricordo che alla fine ne venni a capo, e vidi quel che quattrocento anni fa apparve davanti agli occhi
stupiti di Galileo Galilei quando punt il suo telescopio sul pianeta: un oggetto con le orecchie. Fu
proprio cos che lo rappresent (vedi disegno 1), e nel Sidereus Nuncius lo descrisse in questi termini:
Saturno non  un astro singolo, ma  composto di tre corpi, che quasi si toccano, e non
cambiano n si muovono l'uno rispetto all'altro, e sono disposti in fila lungo lo Zodiaco, e quello
centrale  tre volte pi grande degli altri due
In effetti, con un piccolo strumento  difficile capirne esattamente la forma: si vede solo un
oggetto tondeggiante con due orecchie ai lati. Ricordo che mi sembr piuttosto diverso da come
l'avevo visto in tante foto.
Disegno 1. Saturno come lo disegn Galileo Galilei dopo averlo visto col suo telescopio.
Parecchi anni dopo, mio marito e io rispolverammo il nostro rifrattore per un evento particolare:
l'opposizione di Marte del 27 agosto 2003. Quel giorno Marte si ritrov vicino alla Terra, pi di quanto
non lo fosse stato negli ultimi 60.000 anni. Per chi se la fosse persa, la prossima opposizione sar il 24
agosto 2208: ci toccher farci ibernare, o tenere davvero duro fino ad allora
Ricordo che quel giorno Marte era cos vicino che era possibile percepirne il colore rosso a
occhio nudo. Quando poi posammo l'occhio sul telescopio, rimanemmo senza fiato: anche da Roma,
che ha un fortissimo inquinamento luminoso, e con uno strumento tutto sommato amatoriale, fummo in
grado di vederne distintamente i poli: uno strato superficiale di ghiaccio secco  ghiaccio di CO2 
sotto il quale c' ghiaccio d'acqua, spesso un paio di metri a nord e circa 8 metri a sud. Fu uno
spettacolo davvero splendido, che ricordo ancora oggi.
Per via della loro vicinanza, e dunque della loro luminosit nel cielo, i pianeti hanno sempre
attirato lo sguardo e la curiosit dell'uomo. Sono la prima cosa che si guarda attraverso un telescopio, il
primo contatto con mondi altri. Come era gi chiaro anche ai nostri antenati, i pianeti non si muovono
insieme al resto delle stelle: la parola pianeta, infatti, viene dal greco planetes (????????), che significa
"vagabondo". Mentre le stelle sembrano muoversi tutte assieme, ruotando ogni notte e spostandosi ogni
giorno nel cielo senza mutare le loro posizioni reciproche, i pianeti vanno "pi veloci": si spostano
rispetto alle altre stelle, a volte descrivono strani percorsi in cielo e tornano perfino indietro! Se
osserviamo lo spostamento di Marte notte dopo notte sulla volta celeste, a un certo punto lo vedremo
compiere una vera e propria curva, come appare nel disegno 2. Un fatto gi noto agli antichi, che li
sconcertava non poco: impossibile spiegarlo, infatti, tramite il modello di universo che andava per la
maggiore all'epoca, con la Terra al centro di tutto (anche se non tutti erano concordi su questo punto) e
i pianeti che le giravano attorno, a distanze crescenti, su orbite perfettamente circolari (su questo,
invece, nessuno aveva dubbi). L'errore, in sostanza, era considerare la Terra al centro di tutto; se al
centro del sistema solare poniamo il Sole, i moti dei pianeti appaiono pi facili da spiegare.  il famoso
modello eliocentrico, gi avanzato in epoca greca da Aristarco di Samo, astronomo del III secolo a.C.,
ma rielaborato e accettato come il pi corretto dopo molte controversie solo nel 1543, da Copernico.
Per capirlo meglio, guardiamo il disegno 3.  una versione semplificata, ma i fisici semplificano
spesso: il mondo  un posto complesso, e le cose si capiscono meglio riducendole all'osso. In merito
girano svariate storielle, per esempio quella della mucca. Disperato perch la sua mucca non produce
latte, un contadino si rivolge a un fisico. Dopo una settimana, il fisico prende una lavagna, disegna un
cerchio e dice: Immaginiamo che questa sia una mucca.... Ma torniamo al nostro disegno. In esso
vediamo un sistema con un Sole e due pianeti, A e B. Girando entrambi attorno al Sole,  facile vedere
che entrambi mutano le proprie posizioni reciproche. Immaginiamo di trovarci sul pianeta A: se
guardiamo verso B, la sua proiezione sulla volta celeste ci apparir come nel piano stellato del disegno.
E, in effetti, B sembra tornare indietro, effetto che sarebbe assente se A fosse fermo e a ruotare fosse
solo B.
Disegno 2. Il moto retrogrado apparente di Marte in cielo.
Per continuare con le anomalie nel moto dei pianeti, anche Mercurio sembrava fare cose strane,
non tanto per gli antichi, che non erano fisicamente in grado di vederle, quanto per i moderni. Mercurio
 il pianeta pi piccolo e pi vicino al Sole  ha un'orbita particolare, a rosetta, come vedete nel
disegno 4, dove il fenomeno  stato esagerato per farlo capire meglio. Questo perch il suo perielio,
ossia il punto di massima vicinanza dell'orbita al Sole, si sposta. La cosa non sarebbe stata un problema
in s: Newton in effetti l'aveva previsto, quando aveva calcolato le orbite dei pianeti; la vera questione,
scoperta da Le Verrier nel 1859, era che tale spostamento avveniva pi velocemente del previsto. Per
mezzo secolo gli astronomi ci si ruppero la testa, senza riuscire a trovare una soluzione definitiva.
Qualcuno teorizz l'esistenza di un ulteriore pianeta (ribattezzato con il nome di Vulcano) che
perturbava la situazione. Qualcun altro ipotizz che Mercurio avesse un satellite, e vi fu chi addirittura
propose delle modifiche alla formulazione della legge di gravitazione universale.
Disegno 3. A sinistra, il moto dei pianeti A e B rispetto al Sole. A destra, il moto apparente di B
visto dal pianeta A.
La risposta arriv nel 1919 da Albert Einstein, ed  una diretta conseguenza della teoria della
relativit generale. Alla fine occorreva davvero correggere la legge di gravit di Newton, ma in un
modo assolutamente inatteso che affronteremo pi avanti. Fatta eccezione per Mercurio, comunque, i
moti dei pianeti possono essere tranquillamente descritti usando la legge di gravit formulata da
Newton. Con una piccola postilla: la meccanica classica  in grado di prevedere con esattezza solo il
moto di tre corpi legati fra loro gravitazionalmente. Anche se, a dire la verit, la soluzione  cos
complessa da essere pressoch inutilizzabile. Gi quando si tratta di quattro corpi, la matematica
fallisce. Il motivo? Occorrerebbe risolvere un sistema di equazioni in cui il numero di incognite 
superiore a quello delle equazioni stesse. Figurarsi cosa succede di fronte a un sistema come quello
solare, in cui i corpi sono dieci, se non teniamo conto di meteoriti e comete! In questo caso si pu
puntare unicamente a soluzioni approssimate, cio che si rivelano vere solo sotto certe ipotesi
semplificative.  un aspetto generale della scienza che spesso sfugge a chi non la pratica: l'universo 
un sistema incredibilmente complesso, che siamo in grado di comprendere solo fino a un certo punto.
In parole povere, non possiamo conoscere con precisione quasi nulla, ma possiamo farci un'idea su
moltissime cose, e spesso quell'idea basta. L'universo  un enigma infinito, che cerchiamo di
comprendere con strumenti troppo rozzi rispetto alla sua complessit. Ci avviciniamo a lui con la
consapevolezza che non sapremo mai tutto. E il bello sta proprio in questo. Semplificando e
approssimando, per, siamo in grado di capirne il meccanismo, almeno a grandi linee.
Disegno 4. Precessione del perielio di Mercurio.
Ma torniamo alle orbite dei pianeti intorno al Sole. Per quanto strane possano sembrare da
Terra, rispondono a un criterio e a una precisa forma geometrica: per essere esatti si tratta di orbite
ellittiche, come scoperto da Keplero nel 1608. Keplero part dai dati raccolti da Tycho Brahe,
grandissimo astronomo del XVI secolo al quale si devono osservazioni accuratissime e sistematiche del
cielo; molti lo conoscono anche per il suo turbolento passato: aveva perso il naso in un duello, quando
era studente, e portava una protesi di rame. Fu grazie a lui che Keplero riusc a elaborare le famose
leggi che portano il suo nome e che ci dicono tre cose assai importanti: 1) che le orbite dei pianeti sono
ellittiche, e che il Sole costituisce uno dei fuochi di quelle ellissi; 2) che la velocit di rivoluzione di un
pianeta sulla sua orbita non  costante, ma aumenta di pari passo con il diminuire della distanza dal
Sole: quanto pi il pianeta  vicino al Sole durante la sua orbita intorno a esso, tanto maggiore  la sua
velocit di rivoluzione (la cosa risulta pi chiara guardando il disegno 3: il pianeta impiega lo stesso
tempo per percorrere i due segmenti AB e CD); 3) che il tempo di rivoluzione aumenta al crescere della
distanza del pianeta dal Sole: pi il pianeta  lontano dal Sole, pi lentamente gli girer attorno.
Il cerchio si sarebbe chiuso meno di cent'anni dopo, quando Newton dimostr che le leggi di
Keplero potevano essere direttamente dedotte dalla legge di gravitazione universale. Prima di chiuderlo
noi, aggiungiamo solo due piccole cose. Tutte le orbite giacciono pi o meno sullo stesso piano, il
cosiddetto piano dell'eclittica, e tutti i pianeti si muovono in senso antiorario. Il che, a prima vista, pu
apparire inspiegabile o miracoloso, ma in realt  piuttosto ovvio e dipende da come si  formato il
sistema solare. Per raccontare questa storia, occorre tornare di nuovo a 4,5 miliardi di anni fa, quando
tutto ebbe inizio. A ipotizzarla per la prima volta  stato il signor Immanuel Kant in persona; negli anni
 stata ovviamente rivista, ma a grandi linee  rimasta la stessa ed  ancora oggi la pi accreditata circa
la formazione del Sole e dei corpi che fanno parte del sistema solare.
Tutto parte da una nebulosa. A generarla, probabilmente,  stata una precedente esplosione di
supernova. In effetti sappiamo che si tratta di una nube di materiale riciclato, perch il sistema solare
contiene molti metalli (per un astrofisico,  metallo tutto ci che non  elio o idrogeno), alcuni dei quali
possono essere prodotti solo dalle supernovae. A un certo punto, un qualche elemento perturbante,
forse ancora una supernova, induce un cambiamento nella densit e nello stato complessivo della nube,
che inizia ad addensarsi verso il centro e a ruotare su se stessa. Lentamente, da quella sovradensit
centrale inizia a formarsi il Sole, mentre da ci che resta, che  meno dell'1% della materia
complessiva, iniziano a formarsi i planetesimi, che successivamente diventeranno i pianeti che noi
conosciamo. Ancora una volta, come vedete, a guidare tutto c' la forza di gravit. Questa teoria sulla
formazione del sistema solare cerca anche di spiegare la netta distinzione fra i pianeti pi vicini al Sole,
i cosiddetti pianeti rocciosi  Mercurio, Venere, Terra e Marte , composti per lo pi di roccia e con
atmosfere scarse o del tutto assenti, e i cosiddetti giganti gassosi  Giove, Saturno, Urano e Nettuno ,
caratterizzati al contrario da enormi atmosfere e piccoli nuclei solidi. L'idea, in pratica,  che i pianeti
pi vicini risentano molto del vento solare, il flusso continuo di particelle che il Sole diffonde in tutto il
sistema, e che proprio tale vento abbia impedito la formazione di pianeti grandi nelle vicinanze della
nostra stella, spazzando via le atmosfere.
In questo quadro tornava pi o meno tutto. Poi per abbiamo rivolto lo sguardo alle altre stelle
attorno a noi, alla ricerca di pianeti simili alla Terra, e le cose hanno iniziato a complicarsi. L'uomo ha
sempre vissuto con una certa angoscia la propria solitudine nell'universo. A quanto ne sappiamo, in
effetti, siamo l'unica forma di vita capace di indagare i misteri del cosmo, e se la cosa da un lato ci
inorgoglisce, dall'altro ci fa sentire anche molto soli.  una delle ragioni principali per cui esistono
tanti programmi per la ricerca di pianeti extrasolari. Di grandissimo successo, con quasi 2000 pianeti
scoperti,  stato il satellite Kepler, il cui nome rimanda ovviamente a Keplero, l'astronomo che ha
rivoluzionato il nostro modo di comprendere il sistema solare. Un altro satellite, Plato, verr lanciato
nel 2023 con il preciso obiettivo di trovare pianeti simili alla Terra. Questa  una missione che conosco
piuttosto bene, perch mio marito  coinvolto nel suo sviluppo e progettazione.
I sistemi planetari extrasolari ci stanno riservando delle sorprese. Per esempio, esistono giganti
gassosi molti vicini alle loro stelle, un fatto che non viene spiegato dalla teoria classica della nebulosa.
Altra stranezza, sono stati trovati pianeti "solitari" che non ruotano intorno a nessuna stella, e che,
tecnicamente, non possono neppure essere definiti pianeti. In effetti, la definizione stessa di pianeta 
una questione piuttosto complessa;  stata al centro di svariate polemiche, fra cui una alquanto famosa
avente per oggetto Plutone.
Nell'antichit, il discrimine fra un pianeta e gli altri corpi celesti stava nel fatto che i pianeti si
muovevano rispetto alle stelle fisse. All'epoca, peraltro, erano noti solo sei pianeti; Urano e Nettuno
sarebbero stati scoperti in seguito, fra il XVIII e il XIX secolo, grazie al miglioramento delle tecniche
osservative. Parallelamente, il sistema solare ha iniziato a popolarsi di altra fauna: non c'erano solo i
pianeti, ma molte lune e anche parecchi asteroidi e comete, tutti corpi minori "avanzati" dalla
formazione del sistema solare e disseminati in giro. Poi, nel 1930, l'astronomo statunitense Clyde
Tombaugh scopr un nono pianeta, Plutone, il pi distante e anche il pi piccolo, con una massa pari a
un quinto di quella della Luna. Plutone aveva altre strane caratteristiche: la sua orbita era molto ellittica
rispetto a quelle degli altri pianeti, ed era anche piuttosto inclinata rispetto all'eclittica (circa 17). Di
questo pianeta per molto tempo abbiamo saputo poco, a parte il fatto che ha cinque lune: Caronte, la
pi nota e la prima a essere stata scoperta, e altre quattro osservate per la prima volta nel XXI secolo,
Hydra, Nix, Kerberos e Stix.
La nostra conoscenza di Plutone ha fatto un bel salto in avanti nel luglio del 2015, quando la
sonda New Horizon, dopo un viaggio di nove anni, ha compiuto un fly-by del pianeta (ossia l'ha
sorvolato senza entrare in orbita: non sarebbe bastato il carburante per farlo), raggiungendo una
distanza minima dalla superficie di 12.500 km.
Immagino abbiate visto tutti le splendide immagini arrivate a terra; la pi famosa mostra una
specie di cuore chiaro, una zona geologicamente pi giovane rispetto a quella circostante, che si trova
al di sopra dell'equatore, nell'emisfero nord (immagine 3 dell'inserto fotografico). Sulla destra
compare uno dei primi ingrandimenti della superficie di Plutone giunti fino a noi, dove si notano
montagne alte fino a 3500 m.
A stupire gli scienziati  stato il fatto che parte della superficie fosse relativamente liscia. Certo,
rivela dei crateri da impatto, ma decisamente meno di quanto ci si aspettasse e di quelle, assai pi
butterate, di Mercurio o della Luna. Questo induce a credere che alcune zone della superficie di Plutone
siano piuttosto giovani  circa 100 milioni di anni, contro i 5 miliardi di anni del sistema solare  e,
dunque, che qualche processo le abbia recentemente rimodellate. Plutone, insomma,  un pianeta
geologicamente attivo, e questo  un fatto decisamente inatteso. Lo  perch, al momento, non si sa
esattamente quale processo possa renderlo tale. Prendiamo per esempio Io, uno dei satelliti medicei di
Giove scoperti da Galileo Galilei e chiamati cos in onore di Cosimo II de' Medici, all'epoca granduca
di Toscana: Io  affetto da un forte vulcanismo, causato dall'interazione gravitazionale con Giove. Per
Plutone questa soluzione non  plausibile: non c' nulla nelle sue vicinanze che possa esercitare una
forza mareale sufficiente. Non ci resta, dunque, che aspettare. Il bello della scienza  proprio questo:
scoprire cose nuove, trovare nuovi dati inspiegabili e cercare di modificare le nostre conoscenze in
modo da riuscire a inserire il tutto in un nuovo quadro teorico.  un po' come risolvere un puzzle, un
rebus grande quanto tutto l'universo.
Ma torniamo alla definizione di pianeta. Nel corso degli anni, nella regione di Plutone o poco
pi lontano sono stati scoperti molti altri corpi, tutti grandi pi o meno quanto Plutone e, come Plutone,
con orbite eccentriche e variamente inclinate. Come comportarsi con questi corpi? Occorre classificarli
tutti come pianeti? Mi sembra di sentire gi il grido di dolore di migliaia di studenti costretti a sorbirsi
una lista infinita di pianeti appartenenti al sistema solare
 stato per scongiurare un'ipotesi del genere che nel 2006, a Praga, la XXVI assemblea
generale della IAU (International Astronomical Union) ha deciso di adottare una nuova definizione di
pianeta, capace di tenere conto delle nuove evidenze scientifiche. Mio marito, che era presente, mi ha
raccontato di una riunione piuttosto turbolenta, con prese di posizione accalorate e discussioni piuttosto
vivaci. La scienza non  del tutto avulsa dalla politica, e la definizione di pianeta tocca corde piuttosto
profonde, sia a livello nazionale (Plutone  il primo pianeta scoperto dagli USA) sia personale. Pensate
a chi ha scoperto un nuovo pianeta e d'improvviso se lo vede declassato ad asteroide. Gli scienziati son
pur sempre umani, come tutti
Quel giorno si  deciso di optare per una doppia definizione. Da un lato ci sono i pianeti che
dominano la propria orbita, senza altri corpi di dimensioni comparabili nelle immediate vicinanze, e
che girano attorno al Sole  questo punto  stato oggetto di acceso dibattito: e i pianeti extrasolari cosa
sono?  il caso di Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Dall'altro ci sono
i pianeti nani, fra cui Plutone, che non dominano la propria orbita, ma quantomeno hanno forma
sferica.
Come capita sempre con le scelte dibattute, questa definizione  tuttora oggetto di critiche e
discussioni, ma ha l'indubbio pregio di non inserire fra i pianeti una sfilza di corpi celesti di dimensioni
spesso inferiori alle lune dei pianeti pi grandi.
Indipendentemente dalla loro definizione, comunque, i pianeti, nani e non, continuano ad
affascinarci, al punto che avremmo voglia di metterci piede, proprio come abbiamo fatto con la Luna.
Per ora, un viaggio vero e proprio verso un altro pianeta  fuori discussione, e anche i recenti progetti
di mandare un certo numero di coloni su Marte sembrano pi una trovata pubblicitaria che una
missione concreta. Dove non arrivano le nostre mani, per, arrivano le nostre menti: da tempo, ormai, il
sistema solare si  popolato di sonde di vario tipo che hanno visitato asteroidi, pianeti e comete. Le pi
famose sono le missioni marziane: Marte, in effetti,  piuttosto vicino. Gi il termine marziani, del
resto, deriva proprio dall'errata convinzione degli astronomi del passato che sul pianeta ci fosse vita. A
dare il "la" a questa teoria fu l'astronomo italiano Schiaparelli, che alla fine del XIX secolo condusse
molte osservazioni del pianeta rosso. Quel che vide fu un gran numero di canali, i quali, a suo dire, non
potevano essere che condotti per il trasporto dell'acqua: probabilmente, dunque, su Marte c'era vita.
L'idea cominci a circolare, dando origine a un acceso dibattito: "Vita su Marte, s o no?". L'enigma si
sciolse quando la prima sonda marziana, la Mariner 4, scatt alcune foto della superficie, rivelandoci
Marte per quel che : un pianeta rosso, pressoch desertico. E i canali di Schiaparelli? Erano dovuti a
un effetto ottico. Insomma, era tutta un'illusione.
Da quel giorno varie missioni si sono succedute su Marte e al momento, sulla sua superficie,
scorrazzano due rover della NASA, Curiosity e Opportunity. Finora abbiamo scoperto che il tramonto,
sul pianeta rosso,  blu (immagine 4 dell'inserto fotografico).  curioso che sulla Terra, il pianeta blu, i
tramonti siano rossi e che su Marte, invece, siano blu; la natura non manca di ironia, oltre che di
simmetria Sappiamo poi che il pianeta ospita acqua allo stato solido ed  notizia recentissima, del
settembre 2015, anche allo stato liquido. Infatti l'MRO (Mars Reconaissance Orbiter, una sonda NASA
che  attualmente in orbita intorno a Marte) ha trovato evidenze della presenza di acqua liquida su
Marte nel presente. Che ci fosse in passato, infatti, era gi noto. In particolare, la sonda ha trovato
tracce di sali idrati in lunghe striature nere che sembrano colare periodicamente, con la stagione calda,
lungo il dorso dei monti marziani. La presenza di questi sali sarebbe un'indicazione dell'esistenza di
acqua liquida.
Le varie missioni e sonde inviate su Marte ci hanno anche dato accesso ad alcune splendide
immagini di un pianeta che, sotto vari aspetti,  piuttosto simile alla Terra. Il giorno dura pi o meno
come da noi, il suo asse di rotazione ha un'inclinazione simile alla nostra e la sua orografia contempla
canyon, monti e persino il Monte Olimpo, un imponente vulcano alto 27 km e capace di far impallidire
l'Everest. Una delle immagini pi belle della superficie marziana campeggia nello studio di mio marito.
Si tratta di un poster gigantesco di due metri per uno che feci stampare appositamente, selezionando dal
sito della NASA la foto che mi piaceva di pi.
Anche Venere  stata oggetto di varie missioni. Alcune hanno anche toccato il suolo. Il
problema  che il pianeta ha una densissima atmosfera, composta per lo pi da anidride carbonica:  per
questo che in cielo appare cos luminoso; per intenderci,  quella stella che vediamo scintillare al
tramonto e all'alba, rispettivamente a ovest e a est; dal telescopio, poi,  facile intravederne anche le
fasi. La pressione atmosferica alla superficie, quasi 100 volte superiore a quella terrestre, mette a dura
prova la resistenza di qualsiasi lander. Il pi resistente, la missione sovietica Venera 12, ha tenuto duro
per 110 minuti. A quanto pare, la situazione l  anche piuttosto turbolenta, con tanto di fulmini e
tempeste.
Le missioni non sono mancate nemmeno su Mercurio  due, nello specifico, entrambe della
NASA  e hanno rivelato una superficie butterata da una miriade di impatti da crateri. Non che il
pianeta sia stato molto pi bombardato di altri: semplicemente, non possiede un'atmosfera capace di
distruggere i meteoriti prima che tocchino il suolo; se a questo aggiungiamo l'assenza di agenti in
grado di modificarne attivamente la superficie come vento, acqua, o anche solo attivit vulcanica o
tettonica, sar facile capire che su Mercurio un cratere  davvero "per sempre".
Quanto ai pianeti esterni, per la maggior parte sono stati indagati da sonde che hanno effettuato
fly-by, anche se qualcuna  entrata in orbita. Le pi famose sono probabilmente le sonde Voyager, un
po' perch la Voyager 6 viene citata nel primo film di Star Trek, un po' perch le Voyager 1 e 2 sono
ancora l fuori e continueranno a funzionare fino al 2020. Si tratta, attualmente, dei due oggetti umani
pi distanti dalla Terra. Voyager 1 ha forse gi varcato (non  ben chiaro) i confini del sistema solare, e
si starebbe dunque inoltrando nello spazio interstellare. A bordo della sonda c' anche un disco d'oro,
su cui sono stati incisi suoni e immagini provenienti dalla Terra: una specie di messaggio in bottiglia
che gli umani hanno gettato nel mare cosmico, nella speranza che qualcuno prima o poi lo trovi e
capisca di non essere solo in questa vasta immensit.
Il programma Voyager, fra l'altro, ci ha regalato alcune splendide immagini dei pianeti gassosi:
Giove con la sua Grande macchia rossa, una tempesta gigantesca di dimensioni due o tre volte quelle
della Terra, inchiodata l da almeno 400 anni; Saturno e i suoi anelli, che non sono altro che frammenti
di ghiaccio e roccia che ruotano attorno al pianeta (in realt tutti i giganti gassosi hanno gli anelli, ma
quelli di Saturno sono pi visibili, appunto perch composti di ghiaccio); Urano, con il suo asse di
rotazione parallelo all'eclittica, che vediamo letteralmente rotolare sul piano di rivoluzione; e infine
Nettuno, l'ultimo dei pianeti.
In fatto di osservazione, i satelliti dei pianeti esterni non sono meno interessanti. Per fermarci a
Giove, si va dal vulcanico Io alla gelata Europa, interamente coperta di ghiaccio, sotto il quale si
ipotizza che potrebbe nascondersi un oceano di acqua liquida e magari, chiss, persino la vita.
Anche i dintorni della Terra, insomma, sono luoghi pieni di meraviglia abbastanza a portata, se
non proprio di mano, almeno di occhio. Tutti i pianeti sono osservabili con un semplice telescopio,
anche da un amatore alle prime armi. L'operazione non  semplice e richiede un po' di sforzo, ma
quando si riesce a scorgere Giove, con le strisce ben distinte della sua spessa atmosfera e i suoi quattro
satelliti galileiani, o Saturno con i suoi anelli, d'improvviso si viene ripagati della fatica, e perfino del
freddo, visto che le notti invernali sono le migliori per le osservazioni celesti. Tutto a un tratto, lo
spazio sembra un posto pi vicino e meno alieno, meno freddo, meno oscuro. Disseminate fra un
pianeta e l'altro, in viaggio verso i confini pi oscuri del sistema solare o in coda a una cometa, ci sono
anche le nostre piccole macchine, che ogni giorno ci inviano immagini, dati e informazioni. E
all'improvviso, allora, il cielo diventa una mappa da leggere, un'isola misteriosa da esplorare, un luogo
che forse, un giorno, l'uomo potr visitare in prima persona.
3
QUEL CHE RESTA DEL SISTEMA SOLARE
Siamo nel 2002. All'epoca ero una studentessa di fisica: seguivo da poco gli esami di indirizzo,
e non avevo neppure cominciato a scrivere il mio primo libro. Roberto Buonanno, il professore di
Laboratorio di astronomia con cui pi avanti avrei scritto la tesi di laurea e quella di dottorato, mand
me, mio marito e altri tre colleghi a fare un'esperienza osservativa sul Gran Sasso, presso l'osservatorio
di Campo Imperatore dove ci sono due strumenti: un telescopio ottico e uno infrarosso. Era il nostro
primo contatto con un telescopio vero, di quelli usati per fare scienza.
Salimmo in una gelida giornata di novembre, infilandoci in una nebbia fittissima. Ricordo
l'eccitazione di quei giorni. Salire nella cupola, vedere il telescopio, mi diede la reale dimensione di ci
che stavo facendo. Non ero pi tra quelli che leggevano i libri divulgativi e guardavano le stelle per
diletto. Stavo per diventare una che la scienza la faceva davvero, con le sue mani. Il telescopio ottico
mi parve enorme, nonostante il suo specchio di un metro di diametro. Per darvi un termine di paragone,
i telescopi pi grandi attualmente hanno specchi con diametri di 8-10 metri, e l'E-ELT, il pi grande
telescopio al mondo in costruzione in Cile, avr uno specchio di 39 metri.
Per la prima parte della notte, le nuvole coprirono tutto. Rimanemmo l in attesa, uscendo
periodicamente fuori a controllare il tempo; all'ingresso dell'osservatorio si accede tramite una serie di
scalini, e ricordo che io uscivo e li contavo, per valutare la visibilit. Poi, all'improvviso, come succede
spesso in montagna, il cielo si apr, limpido, gelido e bellissimo, e la nottata di lavoro cominci.
Scendemmo nella sala controllo, perch durante l'osservazione non deve esserci nessuno nella
cupola: anche la pi piccola perturbazione pu disturbare l'immagine, ed  per questo che i telescopi
sono sempre montati su strutture fisicamente isolate dal resto dell'edificio. Sul computer vedevo
scorrere le immagini e, sopra di me, sentivo il ronzio della cupola che ruotava insieme al telescopio,
inseguendo il cielo che si muoveva inarrestabile sulle nostre teste.
I ricercatori che erano con noi cercavano i NEOs, acronimo di Near Earth Objects (Oggetti
vicini alla Terra). Si tratta di asteroidi che hanno orbite che intersecano quella del nostro pianeta. Per
asteroidi si intendono tutti quegli oggetti luminosi che si muovono rapidamente rispetto alle stelle fisse
e non sono, per motivi di velocit e orbita, n satelliti artificiali n pianeti. Il perch della ricerca e della
mappatura di questi oggetti  abbastanza ovvia: possono caderci in testa. Secondo una teoria piuttosto
solida, i dinosauri si sarebbero "estinti" proprio a causa dell'impatto con un asteroide gigantesco
nell'attuale golfo dello Yucatn. La ricerca di questi oggetti si fa cos: si prendono immagini della
stessa porzione di cielo a intervalli temporali successivi, poi si sovrappongono le immagini e si iniziano
a cercare le differenze, proprio come in uno dei giochi della "Settimana enigmistica".
Fortuna volle che proprio quella sera i quattro ricercatori che erano con noi, Fabrizio Bernardi,
Andrea Boattini, Vincenzo Testa e Andrea Di Paola, riuscissero a trovarne uno mai identificato in
precedenza. Ricordo l'eccitazione, i controlli per vedere se si trattava davvero di un oggetto
sconosciuto, la conferma finale. Fu il mio primo vero contatto con la scienza.
Andai a letto verso le cinque, in preda all'esaltazione; dal cuscino, continuavo a sentire il ronzio
della cupola che ruotava e mi sembrava il suono pi bello del mondo.
Il NEO si chiamava 2002WP11. Ne trovate ancora traccia sul sito dell'osservatorio di Campo
Imperatore (http://www.oaroma.inaf.it/cimperatore/it/event_2002wp11.php. Giuro che F. Troisa sono
io: Felicia  il mio nome all'anagrafe, quello con cui firmo i miei articoli scientifici). Il professor
Buonanno volle che nella notizia della scoperta fossimo citati anche noi studenti, un gesto che ho
sempre trovato di grande intelligenza e di straordinaria sensibilit: ci fece sentire parte di qualcosa di
grande, ci fece sentire davvero degli scienziati. E in effetti, almeno quattro di noi hanno proseguito
proficuamente la carriera.
 stato uno dei miei primi contatti con la scienza "vera", ed  la ragione per cui gli oggetti
minori del sistema solare (asteroidi, NEOs e comete) mi sono particolarmente cari. Innanzitutto, che
cosa sono? Tecnicamente, tutto ci che resta del sistema solare. La maggior parte del materiale
presente nella nube primordiale  finita a comporre il Sole, i pianeti e le lune, ma qualcosa rimane:
frammenti di roccia pi o meno grandi, ghiaccio, tutto ci che, per una ragione o per l'altra, non 
riuscito ad addensarsi in strutture pi grandi.
Cominciamo dai pezzi di roccia, gli asteroidi, e magari proprio dai NEOs a me cos cari. Prima,
per, qualche notizia per calmare i pi ansiosi. Io mi metto tranquillamente nel novero; forse  per
questo che faccio scienza: se conosci, hai meno paura. Periodicamente, sui giornali, compare la notizia
che nell'anno 20XX un asteroide distrugger la Terra. Si tratta quasi immancabilmente di bufale o di
dati reali fraintesi. La NASA ha un ottimo sito dedicato ai NEOs, dove un semplice codice di colori
permette di identificare facilmente gli asteroidi pericolosi (http://neo.jpl.nasa.gov/). Normalmente, un
asteroide viene considerato a rischio se ha una probabilit su un milione di intersecare l'orbita terrestre.
Questo non equivale a dire che ha una probabilit su un milione di cascarci in testa: il punto di
intersezione tra la nostra orbita e quella del NEO pu benissimo situarsi in un luogo diverso da quello
in cui si trova la Terra nel suo moto di rivoluzione intorno al Sole. A contare, inoltre, sono anche le
dimensioni dell'oggetto. Molti di voi ricorderanno l'impatto del 15 febbraio 2013 a Celjabinsk, negli
Urali. Fu registrato da molte videocamere: immagini straordinarie di una palla di fuoco che riempie il
cielo dell'alba russa, e che vi invito caldamente a cercare perch sono davvero impressionanti. Il bolide
che caus l'impatto esplose a causa dell'attrito con l'atmosfera a un'altezza da terra di circa 50-30 km,
e si stima che avesse un diametro tra i 15 e i 17 m. I feriti furono pi di mille, ma per fortuna non ci fu
nessun morto. In generale, un oggetto ha un raggio di distruzione di portata regionale se ha almeno 150
m di diametro. Al momento, comunque, non ci sono oggetti pericolosi in vista. Fin qui tutto bene,
diranno gli ansiosi. Ma se domani qualcuno scoprisse un asteroide "fine di mondo"? Quali sono le
nostre opzioni per salvarci la pelle? Di possibilit ce ne sono, certo, ma dipendono da moltissimi
fattori: la distanza dell'oggetto, le sue dimensioni, la sua struttura e, soprattutto, il tempo che abbiamo a
disposizione prima dell'impatto. A onor del vero, andrebbe aggiunto che praticamente nessuna delle
soluzioni ideate  mai stata (per fortuna) testata sul campo, a parte una. Insomma,  tutto molto incerto.
La cosa certa, per,  che l'"ipotesi Armageddon", ossia quella di atterrare sull'asteroide,
trivellarlo e farlo esplodere,  una delle pi improbabili: tante difficolt tecniche, e il grosso rischio di
frammentare il problema in tanti microproblemi capaci comunque di portare distruzione sulla Terra.
Anche la vela solare, rapidamente accennata sempre nel film Armageddon e accantonata come
sciocchezza,  una soluzione poco praticabile per via del numero di incognite che comporta. Ad
esempio la dimensione della vela da applicare all'asteroide, per non parlare delle solite questioni legate
alla difficolt di atterraggio su un oggetto dotato di gravit minima.
Le idee pi promettenti riguardano la possibilit di indurre un'esplosione nelle vicinanze
dell'oggetto abbastanza energetica da deviarne l'orbita, eventualmente anche con le bombe atomiche
che tanto piacciono a Hollywood, oppure di "aggiungere massa" all'asteroide tramite l'impatto di un
qualche oggetto. Questa  l'unica possibile soluzione che sia stata testata dalla missione Deep Impact,
che nel 2005 ha sparato un proiettile contro la cometa Temple1. Lo scopo era principalmente quello di
prelevare materiale dalla cometa per studiarlo, ma anche di testare la possibilit che un impatto del
genere sia in grado di modificare la traiettoria di un oggetto. Pare abbia funzionato, e che Temple1
abbia cambiato orbita.
L'ipotesi pi fantascientifica in assoluto, invece,  quella del trattore gravitazionale: porre
vicino all'oggetto pericoloso un altro oggetto dotato di massa tale da riuscire a spostarlo con la sua
forza di gravit. In pratica, la versione cheap del raggio traente di Star Trek.
Gli impatti catastrofici, in ogni caso, sono davvero rari: si stima che gli scontri con oggetti del
diametro di una cinquantina di metri (come l'evento di Tunguska, che nel 1908 caus la devastazione
di una foresta, fortunatamente disabitata, per un raggio di diversi chilometri) avvengano una volta ogni
migliaio di anni. Nella maggior parte dei casi, gli asteroidi se ne stanno tranquilli in una serie di fasce
distribuite nel sistema solare. La prima  quella che si trova tra Marte e Giove; secondo alcune teorie, 
ci che resta di un pianeta che non  mai stato in grado di formarsi per via della grande forza di gravit
del gigante gassoso; l'altra  la fascia di Kuiper, che si trova nei dintorni di Plutone.  da queste fasce
che gli oggetti possono essere sbalzati fuori in seguito a qualche urto o a perturbazioni di vario genere,
diventando pericolosi. Fra quelli di Giove, c' un gruppo particolare che ha finito per dare il nome a
un'intera categoria: i Troiani. Si tratta di asteroidi che si trovano sulla stessa orbita del pianeta ma che,
per ragioni legate alla forma del campo gravitazionale, non entrano in collisione con esso. Anche la
Terra ha qualche Troiano. Quelli di Giove sono divisi in due sottogruppi: Greci e Troiani, a seconda
che lo seguano o lo precedano.
Ma i corpi vaganti per il sistema solare non sono soltanto un pericolo. C' una classe particolare
di oggetti ai quali forse dobbiamo pi di quanto non pensiamo. Sto parlando delle comete, salite
giustamente agli onori della cronaca recente grazie a Rosetta.
Con la missione Rosetta ho un rapporto particolare:  stata l'argomento di una delle due tesine
che ho dovuto presentare alla seduta di laurea. Ai miei tempi (ormai pi di dieci anni fa), durante la
discussione della tesi bisognava presentare anche due lavori di argomento differente rispetto a quello
della specializzazione: io presentai uno studio sull'uso degli spettroscopi di massa per valutare
l'inquinamento dovuto agli esperimenti nucleari francesi a Mururoa e un altro sugli aspetti dinamici del
viaggio di Rosetta. Per la cronaca, mi chiesero la prima.
Rosetta  una sonda lanciata nel 2004 con lo scopo di raggiungere la cometa
67P/Churyumov-Gerasimenko, entrare in orbita, studiarla e, infine, far atterrare sulla sua superficie un
lander di nome Philae. Il viaggio  durato ben dieci anni. Al momento del rendez-vous con Rosetta, la
cometa distava circa 800 milioni di km dalla Terra. Non solo, ma il viaggio era anche particolarmente
complesso. Per riuscire a coprirlo in tempi brevi, Rosetta ha utilizzato pi volte l'effetto fionda, ossia
ha girato intorno a una serie di pianeti per poter accelerare sfruttando la spinta del loro campo
gravitazionale. Una traversata complicata, in parte condotta a motori spenti per risparmiare energia.
Rosetta si spense infatti nel 2011 e si riaccese nel gennaio del 2014. Ricordo l'attesa del segnale che ne
indicava il risveglio, l'emozione nel vederla apparire sui monitor dei ricercatori che l'avevano seguita
per tutto quel tempo.
Si tratta di una missione importantissima: non solo ha permesso per la prima volta di entrare in
orbita intorno a una cometa, ma anche di scattarne alcune foto a una risoluzione mai vista prima (ne
trovate una, splendida, nell'immagine 5 dell'inserto fotografico). Nel novembre del 2014, poi, il lander
Philae  atterrato sulla superficie. Per me  stato un momento straordinario. Ero in giro per
commissioni, ma tenevo il telefono a portata di mano per ricevere aggiornamenti in tempo reale. Far
atterrare un oggetto sulla superficie di una cometa e farcelo rimanere  un'impresa ai limiti
dell'impossibile. La cometa 67P/C-G ha una massa di 10.000 miliardi di kg e, lungo l'asse maggiore,
una lunghezza di circa 4 km. Rispetto alla Terra o alla Luna,  poco pi di un sasso. Se
l'appoggiassimo sopra Roma, col suo diametro maggiore coprirebbe la distanza tra il Colosseo e il
Vaticano. Un corpo irrisorio, insomma, che di conseguenza esercita una forza di gravit bassissima.
Philae, che sulla Terra pesa 100 kg, su 67P/C-G pesa circa 10 grammi. La velocit di fuga della
cometa, ossia la velocit necessaria per lasciare la superficie e sfuggire alla sua forza di gravit,  di 1
m/s. Per darvi un'idea, quando un tennista spara un servizio, la palla pu raggiungere tranquillamente i
200 km orari, cio 55 m/s. Come avrete capito, basta letteralmente un niente per staccarsi dalla sua
superficie. Per tutte queste ragioni, la cosa pi probabile era che Philae toccasse la superficie e poi
rimbalzasse via nello spazio, persa per sempre. Invece, al di l di ogni previsione, l'impresa  riuscita.
Non del tutto, perch il lander ha rimbalzato un paio di volte e alla fine  atterrato in un posto in ombra,
senza riuscire a ricaricare le batterie dei suoi pannelli solari. In altre parole, ha funzionato solo per sei
ore, ma  riuscito comunque a inviare una grande quantit di dati a Rosetta, che poi li ha spediti a terra.
Quando mi giunse la notizia che Philae aveva accometato, non mi parve vero. Mi guardai
attorno, ma non c'era nessuno con cui poter condividere il mio entusiasmo. La vita sembrava scorrere
come al solito, ciascuno continuava a essere assorto nelle proprie faccende. Io non potevo fare a meno
di guardare il cielo e pensare che lass, in un punto lontanissimo, cos lontano che i suoi segnali ci
arrivavano con un ritardo di mezz'ora, c'era uno strumento poco pi piccolo di una lavatrice che era
riuscito a fare l'impensabile. Sentivo l'infinit del cosmo un po' pi mia, anche se in quell'impresa non
avevo giocato alcuna parte. Ma ci sono cose che non si fanno solo per se stessi, cose che riguardano
tutti. Allora chiamai mio marito e poi mio padre, per condividere quella sensazione con chi era in grado
di capire. Un po' come sto facendo adesso con voi.
Ma le sorprese non erano finite l. Qualche mese dopo, il 14 giugno 2015, Philae si 
risvegliato. Era una possibilit che i ricercatori avevano preventivato: sapevano che presto la cometa si
sarebbe trovata in una posizione pi favorevole per i pannelli solari. Cos in effetti  stato, con un
anticipo di qualche giorno rispetto alle previsioni: Philae si  ricaricato, pronto a ricominciare il suo
lavoro. In realt si  trattato di un risveglio un po' effimero: a inizio luglio il lander si  di nuovo
spento, e nel momento in cui scrivo (settembre 2015) non si hanno ulteriori notizie.
Ma perch le comete sono cos importanti? Innanzitutto, proviamo a spiegare che cosa sono.
L'astronomo statunitense Fred Whipple, che le aveva studiate a lungo, le ha definite palle di neve
sporca. Oggi sappiamo che non si tratta di una definizione del tutto corretta: contengono sicuramente
ghiaccio, ma anche roccia (silicati, carbonati, minerali ferrosi) e anidride carbonica, metano,
ammoniaca Anche loro, come gli asteroidi, sono ci che resta della formazione di Sole e pianeti.
Hanno orbite marcatamente ellittiche, alcune addirittura paraboliche, e dunque finiscono per uscire dal
sistema solare. Quelle con periodo pi breve si ritiene provengano dalla fascia di Kuiper, le altre dalla
nube di Oort, una nube sferica che circonda il sistema solare e che deve il suo nome all'astronomo che
ne ipotizz l'esistenza. I pi fortunati e maturi tra voi avranno avuto la fortuna di vedere la cometa
Hale-Bopp, apparsa nei nostri cieli nel 1997. Io la vidi in due occasioni: di ritorno da una gita scolastica
e una notte che viaggiavo tra Benevento e Colle Sannita, il paese da cui proviene mia madre. Fu uno
spettacolo meraviglioso. Non occorrevano cieli particolarmente bui per vederla, ma nelle notti pi
scure appariva come un nastro bianco infinito, che occupava fino a 40 gradi nel cielo. Per darvi
un'idea, il palmo della mano puntato contro il cielo equivale a circa 15 gradi. Mentre la Luna, per
esempio, occupa la dimensione di un pollice, circa mezzo grado, ci volevano pi di due palmi e mezzo
per coprire l'estensione della cometa in cielo. Stringendo un po' gli occhi, si distingueva anche la
seconda coda, pi debole. Rimasi l, con la faccia incollata al finestrino, stordita da uno spettacolo che
sapevo irripetibile.
Le comete, in realt, non possiedono sempre la coda: ce l'hanno solo quando si avvicinano a
sufficienza al Sole.  il calore della nostra stella, infatti, a far sublimare il ghiaccio, facendolo passare
dallo stato solido a quello gassoso, ed  la mistura di gas e di polveri che, spazzata dal vento solare e
illuminata dalla luce del Sole, compone la coda. Spesso, come dicevo, la coda  doppia: la prima, fatta
di gas, segue la traiettoria del vento solare; l'altra, composta di polvere e pi pesante, risente meno
della pressione del debole vento solare, ed  quella che vediamo tipicamente incurvata lungo la
traiettoria.
Oltre a essere oggetti meravigliosi da osservare, le comete potrebbero aver giocato un ruolo
fondamentale nella comparsa della vita sulla Terra. Come la vita abbia origine e come riesca a
svilupparsi nella molteplicit di forme che abbiamo sotto gli occhi ogni giorno continua a essere, a
conti fatti, un mistero, come  un mistero, del resto, che cosa effettivamente sia la vita Al riguardo,
ovviamente, esistono molte teorie. Una delle pi affascinanti, per quanto non risolutiva e piuttosto
problematica,  quella della panspermia, che aggira il problema di come si sia effettivamente formata
la vita per concentrarsi solo su come sia arrivata sulla Terra. L'idea  che la vita abbia avuto origine in
un imprecisato altrove e che, in base a meccanismi non ancora chiari, le comete l'abbiano trasportata
sulla Terra. In pratica, i mattoni fondamentali della vita vagano per il cosmo facendosi trasportare dalle
comete finch non trovano un luogo da inseminare. Una teoria che, a ben guardare, non spiega
assolutamente nulla sulla sua origine e solleva problemi di non poco conto: la vita pu davvero
sopravvivere cos a lungo nello spazio? E soprattutto, riesce a uscire pi o meno indenne dall'impatto
della cometa con il pianeta da inseminare? Al momento non ci sono risposte, solo qualche indicazione
sul fatto che la vita in effetti  davvero tenace e che le molecole organiche possono trovarsi anche nello
spazio. Un esempio? La presenza di batteri  stata rinvenuta anche a 40 km di altezza nell'atmosfera
terrestre. Nel 2010, inoltre, un esperimento condotto sulla ISS  la Stazione spaziale internazionale, un
laboratorio che viaggia sulle nostre teste a 400 km di altezza  ha provato che alcuni batteri sono in
grado di sopravvivere nello spazio per pi di un anno e mezzo. La sonda NASA Stardust nel 2002,
dopo aver effettuato un fly-by con la cometa Wild2,  riuscita a catturare un campione di materiale
dalla coda, che ha permesso di rilevare la presenza di composti organici. Questo, ovviamente, non basta
a concludere che siamo nati sulle comete: la panspermia, al momento, resta solo un'ipotesi suggestiva.
Ma in fondo, che siamo figli delle stelle ormai lo sappiamo, perch gli elementi di cui siamo composti
vengono cucinati nelle gigantesche fucine delle stelle e delle supernovae. Che male ci sarebbe, quindi,
a scoprire che la nostra storia  iniziata con un lungo e freddo viaggio nel ventre di una cometa?
4
TUTTA COLPA DELLE STELLE
La domanda che mi fanno pi spesso, alle presentazioni dei miei libri,  quanto c'entri
l'astrofisica con la scrittura. Viviamo in un mondo in cui cultura umanistica e cultura scientifica sono
viste come due ambiti rigorosamente separati, a volte in conflitto. Un fisico che scrive storie fantastiche
viene percepito come un animale strano, che non ha mai fatto una scelta di campo precisa. Io mi sono
sempre mossa senza troppi problemi da una sponda all'altra, tanto che questa domanda non me l'ero
mai posta: ho fatto il liceo classico, amo la tragedia greca, ma amo anche la natura e mi piace studiarla.
Dov' il problema? Gli interessi di una persona devono per forza essere cose collegate o contrapposte?
A furia di sentirti fare una domanda, per, inizi a fartela anche tu, e alla fine ti vengono i dubbi
esistenziali: per un bel po' ho avuto difficolt a definirmi. Ai congressi scientifici ero "quella che
scrive", quando presentavo un libro "quella che studia le stelle". Per una cosa che mette insieme
scienza e affabulazione esiste davvero. Non ci avevo mai pensato prima di mettere mano a questo libro,
eppure  stata il fulcro dei miei primi contatti con la scienza, da ragazzina, e persino della mia tesina di
maturit. Sto parlando delle costellazioni.
Flashback di qualche anno. Di molti anni, per la verit. Sono una ragazzina interessata alle
stelle.  estate, e guardando il giornale i miei optano per una serata diversa dal solito, una chiacchierata
divulgativa con Margherita Hack. La tengono a Piazza di Siena, l'arena di Villa Borghese in cui di
solito si svolgono gare ippiche di varia natura. Villa Borghese  uno dei posti di Roma che preferisco e
quella sera si parla di stelle: sembra proprio il programma perfetto per me.
In effetti, lo . Il cielo, ovviamente, fa schifo: a Roma l'inquinamento luminoso  fortissimo, il
cielo un lenzuolo a met tra il grigio e il giallognolo nel quale le stelle spuntano a fatica, deboli e
minuscole. Ma quella sera non ha importanza. Le parole della Hack, il modo semplice e diretto in cui ci
spiega le cose, indicandole grazie a un grosso faro, ci permettono di vedere persino quel che in cielo
non c'. Nel suo splendido libro Sette brevi lezioni di fisica, Carlo Rovelli dice che la scienza 
innanzitutto una questione di visione e di immaginazione. Dopo quella sera so perfettamente cosa
intende dire. Parlare di stelle, poi, significa sempre alternare uno sguardo scientifico a uno pi
umanistico. Lo capisco proprio in quell'istante, quando per mostrarci le costellazioni ci raccontano
anche i miti a cui sono collegate. E io, letteralmente, mi innamoro.
Il cielo  pieno di storie. Gli antichi se le sono raccontate per centinaia di anni.  stato il loro
primo tentativo di spiegare la natura, ma anche di tracciare una mappa per orientarsi nel cielo. Forse
dovremmo aggiungere che il cielo degli antichi era qualcosa di incomparabile rispetto alla pallida copia
che siamo abituati a vedere noi oggi: un posto in cui erano visibili 3000 stelle a occhio nudo, in cui la
Via lattea non era una nuvoletta sbiadita che si accennava nel buio solo dopo averla inseguita allo
spasimo con gli occhi, ma una via vera, un percorso lattescente che tagliava a met il cielo. Orientarsi,
allora, era difficile. Cosa di meglio che raccontarsi una storia, per creare dei punti di riferimento? Gli
antichi navigatori polinesiani, per esempio, avevano ideato una "bussola stellare", una costruzione
mentale capace di contenere circa 220 stelle fisse, le loro posizioni e i rispettivi moti in cielo durante la
notte. Un'invenzione affascinante che, a seconda della posizione degli astri, permetteva loro di
muoversi da est a ovest e viceversa, orientandosi tra le migliaia di isole della Polinesia. Nel suo libro
Quando i romani andavano in America, Elio Cadelo ipotizza persino che molte storie e leggende
relative a divinit "stellari" nascondano in realt rotte marine di cui si  ormai persa la chiave di lettura.
Un cielo pieno di storie: l'anello di congiunzione fra narrazione e scienza era proprio l, sotto i
miei occhi.
La cosa mi colp tanto che all'esame di maturit feci una tesina incentrata sul cielo, con una
parte dedicata alle costellazioni zodiacali e alla loro storia. Per me, le storie e la scienza erano gi
tutt'uno.
Ma le costellazioni che cosa sono? In verit, un'illusione.
Quando alziamo gli occhi di notte e guardiamo il cielo, ci sembra di essere sotto una volta che
sovrasta le nostre teste. In assenza di riferimenti che ci dicano cosa sia vicino e cosa lontano, le stelle ci
appaiono semplicemente come puntini pi o meno luminosi: impossibile dire quanto brillino in s e
quanto distino effettivamente da noi. In quelle condizioni, il nostro cervello interpreta il cielo come uno
schermo piatto. Margherita Hack, in uno dei suoi libri, ha usato un esempio calzantissimo:  un po'
come trovarsi davanti alla classica foto di un uomo accanto alla torre di Pisa. L'uomo  fermo a Campo
dei Miracoli, con le braccia protese in avanti, e la torre di Pisa  parecchi metri dietro di lui. Per un
effetto prospettico, per, la foto mostrer l'uomo e la torre sullo stesso piano, come se lui stesse
effettivamente spingendo o sorreggendo la torre. In cielo avviene la stessa cosa.
Su quello schermo piatto e gigantesco le stelle a volte ci appaiono vicine, ma se consideriamo la
terza dimensione, e dunque la distanza, spesso sono assai distanti. Certo, esistono anche stelle che
appaiono vicine e lo sono realmente; un classico esempio sono le Pleiadi, che trovate all'immagine 6
dell'inserto fotografico. In questo caso si tratta di ammassi, cio di stelle legate gravitazionalmente, ma
possiamo dire la stessa cosa per le costellazioni (in realt non per tutte; c' una famosissima eccezione,
di cui parleremo fra poco).
Un'occhiata al disegno 1 ci aiuta a capire meglio la questione. Prendiamo Orione, una delle
costellazioni pi grandi e luminose del cielo invernale. In realt, le stelle che la compongono sono
piuttosto distanti l'una dall'altra. Perch? Perch ci che vediamo  solo la proiezione delle loro
posizioni su un piano, quello della sfera celeste.
Disegno 1. In alto, la costellazione di Orione come appare sulla volta celeste; in basso, la
posizione reale delle stelle e la loro distanza dalla Terra.
Il fatto che le costellazioni siano un'illusione, comunque, non intacca la loro utilit. Le
costellazioni aiutano a orientarsi nel cielo: questa  stata la loro funzione nel passato, e lo  ancora
oggi. Muoversi e orientarsi di giorno  relativamente facile: c' il Sole, la luce permette di trovare
decine e decine di punti di riferimento. Ma di notte, col buio, le cose si complicano: la Luna non
sempre  visibile, e in quel caso ci restano le stelle. Ma come orientarsi fra pi di 3000 punti luminosi
disseminati nel cielo? Una buona soluzione potrebbe essere provare a raggrupparli. Se ci pensate, si
tratta davvero di un'intuizione geniale.
Qualche tempo fa, la rivista "Wired" mi ha chiesto di testare un telescopio che poteva essere
controllato usando un'app per iPad e iPhone. Si poteva selezionare dal cellulare l'oggetto da osservare
e, da l, impartire al telescopio i comandi: punta quest'oggetto, muoviti a destra o a sinistra, in alto o in
basso. Eccitati come degli scolaretti, mio marito, mia figlia, i miei genitori e io siamo saliti sul tetto di
casa. Mia figlia era in preda all'esaltazione, insisteva nel voler vedere il Piccolo carro (nessun'idea di
dove ne avesse sentito parlare o del perch l'affascinasse tanto) e intanto guardava il cielo. Mentre
aspettava che riuscissimo a puntare qualche oggetto, ha iniziato a raggruppare le stelle in costellazioni
immaginarie: ha trovato un cucchiaio e non ricordo che altro. A me sono venuti in mente i nostri
antenati che, di fronte al cielo, per spiegare cosa stavano guardando alla persona che avevano accanto
dovevano avere iniziato a indicare quel gruppo di stelle a forma di serpente o quell'altro a forma di
cigno. Perch il nostro cervello fa proprio questo: , letteralmente, una macchina che elabora il mondo
attraverso schemi familiari.  questo che ci ha salvato la vita nel corso dei millenni: la capacit di
collegare alcuni elementi disparati per trovarne il significato nascosto.  lo stesso principio che
spingeva i nostri antenati a seguire le tracce di un animale per cacciarlo, e quello che ci ha salvati dal
diventare a nostra volta prede. All'epoca, essere in grado di distinguere due occhi nel folto del bosco
poteva fare la differenza tra vivere e morire.
Questa nostra capacit si chiama pareidolia, ed  cos sviluppata che a volte prendiamo delle
cantonate. Ci spinge a vedere figure anche dove non ce ne sono, come con la famosa faccia di Marte
(immagine 7 dell'inserto fotografico): a tutti sembra un volto, in realt  solo un gioco di ombre su un
rilievo montuoso. Un altro esempio, pi alla portata di tutti: sar capitato anche a voi di sdraiarvi su un
prato e guardare le nuvole in cerca di forme nascoste. Qualcosa si trova sempre. Perch? Perch il
nostro cervello  letteralmente fatto per questo.
Certo, con le costellazioni il gioco non sempre  cos facile. Finch si parla della costellazione
del Cigno, non  difficile intravedere un uccello con le ali aperte anche se a noi moderni, forse, fa
venire pi in mente un Concorde: potete giudicare voi stessi nel disegno 2. Ma prendiamo l'Orsa
maggiore, la costellazione per antonomasia, tra le pi luminose del cielo e visibile tutto l'anno (disegno
3). In quel caso,  davvero difficile capire perch praticamente tutti i popoli abbiano interpretato quel
disegno come un orso: molto pi intuitivo il carro.
In effetti, gli stessi asterismi, o gruppi di stelle, non sono stati interpretati allo stesso modo da
tutti i popoli. La Lepre, per esempio, ha una storia pi complessa: per i greci indicava probabilmente la
lepre cacciata da Orione, la costellazione vicina. Gli arabi, invece, l'hanno interpretata a volte come
una lepre, altre come un cerchio di cammelli che si abbeverano a una pozza. La cosa, peraltro, ha avuto
curiose ripercussioni sui miei libri: Nihal, infatti,  una stella della costellazione della Lepre ed  anche
il mio personaggio pi famoso. Scelsi quel nome quando il mio editore mi consigli di cambiare il
vecchio, Leida, italianizzazione di Leiden, una citt olandese importante per la fisica del XIX e del XX
secolo e dove per un certo periodo insegn anche Einstein. Vedendo che la scelta mi metteva in crisi, il
mio mentore, scopritore e amico Sandrone Dazieri e Massimo Turchetta, l'allora direttore editoriale, mi
consigliarono il nome di una stella, dalla carriera che volevo intraprendere dopo la laurea. Scelsi Nihal
perch mi piaceva il suono. Pi tardi scoprii che  un nome proprio che in arabo significa "cammelli
che si abbeverano". Comunque, a me continua a piacere.
Disegno 2. La costellazione del Cigno e l'animale che gli antichi hanno visto nell'asterismo.
Lepre o non lepre, spesso i popoli antichi tendevano a vedere negli astri le stesse cose. Non per
via di qualche strana intuizione o di qualche evento miracoloso, ma perch i miti sono figli l'uno
dell'altro: le culture si contaminano, le stesse storie si tramandano con piccole modifiche. Questo fa s
che ci siano costellazioni greche dalla storia piuttosto incerta, per il semplice fatto che il mito originario
 andato perduto e si  mantenuto solo l'asterismo.  il caso di Orione, per esempio, che a me ha
sempre ricordato un'enorme caffettiera. Probabilmente il mito originario era sumero, anche se qualcuno
lo identifica con Gilgamesh e la celebre epopea babilonese, una delle prime narrazioni scritte che
l'umanit conosca. I greci ereditarono da questi popoli la costellazione senza sapere bene chi
raffigurasse, cos vi sovrapposero un personaggio della loro mitologia, Orione, appunto, una figura
minore, cos minore che alcuni autori lo identificarono con Ercole, personaggio di ben altra caratura
epica. Alla faccia di chi si oppone al multiculturalismo: senza il continuo scambio tra i popoli del
Mediterraneo, non solo non esisteremmo noi, ma anche il cielo sarebbe un posto molto diverso
Disegno 3. La costellazione dell'Orsa maggiore e l'animale da cui ha preso il nome.
A cambiare, comunque, non sono soltanto i miti. Nemmeno le costellazioni sono sempre state
uguali a come le vediamo oggi. Ovviamente, noi non siamo in grado di percepirlo a occhio nudo,
perch occorrono osservazioni ripetute su tempi a volte molto lunghi, ma le stelle si muovono le une
rispetto alle altre: hanno i cosiddetti moti propri. Nel disegno 4, per esempio, potete vedere com'era il
Grande carro nel 100.000 a.C. e come sar nel 100.000 d.C. Come accennavamo all'inizio del capitolo,
il Grande carro rappresenta una curiosa eccezione: buona parte delle stelle che lo compongono sono
fisicamente vicine e, per di pi, appartengono a un'associazione di stelle che si muovono pi o meno
assieme. In linguaggio tecnico, diremmo che hanno moti propri e velocit radiali pi o meno simili, e
che le distanze fra questi oggetti celesti variano tra gli 86 e i 76 anni luce. Ma torniamo alle
costellazioni che mutano nel tempo. A questo proposito, la mitologia contiene un riferimento diretto
abbastanza misterioso. Stando all'autore arabo Al-Sufi, un mito dei nomadi del deserto racconta che la
stella Sirio, nella costellazione del Cane maggiore, ha dovuto attraversare la Via lattea per raggiungere
una posizione pi meridionale nel cielo. In effetti, secondo studi recenti, negli ultimi 60.000 anni il
moto di Sirio ha condotto la stella ad attraversare la Via lattea. Come questa cosa potesse essere nota ai
nomadi del deserto  un mistero.  vero che, facendo un paio di conti, in 3000 anni Sirio percorre due
volte l'estensione apparente della Luna, un fatto che pu essere apprezzato con una certa facilit
dall'occhio umano. Questo presuppone una continuit di osservazione del cielo nell'arco di 3000 anni:
non proprio una passeggiata, ma sembra essere l'unica spiegazione plausibile a un fatto altrimenti
inspiegabile, o comunque enigmatico.
Disegno 4. Il Grande carro prima e dopo.
Le costellazioni non cambiano soltanto forma, ma anche la loro posizione nel cielo, al di l del
moto notturno che compiono da est a ovest. Esiste, infatti, un fenomeno che si chiama precessione
degli equinozi. Per capirlo dobbiamo tornare sulla Terra e studiare il suo movimento attorno al Sole.
Come molti di voi sapranno, gli equinozi sono i due punti dell'orbita Terra-Sole nei quali il Sole si
trova allo zenit sull'equatore e in cui la durata del giorno e della notte si equivalgono. Una piccola
complicazione  data dal fatto che il momento esatto in cui si verificano gli equinozi cambia nel tempo.
La Terra, infatti, gira anche su se stessa, attorno a un asse immaginario che unisce i due poli geografici.
Questo asse, nel moto di rivoluzione annuale, si mantiene pi o meno parallelo a se stesso, ma cambia
su tempi pi lunghi: l'asse terrestre, infatti, ruota su se stesso descrivendo in cielo un cerchio (disegno
5) ogni 25.800 anni circa. La conseguenza  facilmente immaginabile: se l'asse terrestre ruota, non
sempre il polo nord celeste, cio la proiezione nel cielo del polo nord geografico, sar indicato dalla
stella Polare, nella costellazione dell'Orsa minore. Fra 13.000 anni, per esempio, sar indicato da Vega,
nella costellazione della Lira. E circa 6000 anni fa a indicarlo era Thuban, la stella pi luminosa della
costellazione del Drago. Sempre per restare sul tema contaminazione scienza-letteratura, il riferimento
compare nella mia saga della Ragazza Drago: anche 30.000 anni fa, infatti, Thuban indicava il nord, e
proprio 30.000 anni fa, nella mitologia del libro, i draghi dominavano la Terra.
Disegno 5. Il moto rotatorio dell'asse terrestre e il cerchio in cielo che causa la precessione
degli equinozi.
Su tempi brevi, comunque, le costellazioni rimangono pi o meno le stesse. In passato gli
astronomi si inventavano costellazioni a tutto spiano, spesso per compiacere qualche potente che
poteva allungare denaro per finanziare una ricerca. Di fronte a quel caos, nel 1922 l'astronomo Henry
Norris Russell decise di mettere un po' d'ordine. Il cielo venne diviso in 88 costellazioni: molte sono
quelle antiche, greche e arabe, ma ce ne sono anche di moderne, soprattutto per l'emisfero australe, che
 stato osservato sistematicamente solo in epoca moderna. Queste ultime si riconoscono per il nome,
che in genere non fa riferimento ai miti, ma a oggetti tecnologici: ci sono il Sestante, il Telescopio, ma
anche qualche animale, come il Tucano. Non solo si decise quali costellazioni tenere e quali buttare,
ma anche quali porzioni di cielo attribuire a ciascuna costellazione. Questo  molto utile quando si
scoprono nuove sorgenti celesti, perch possono essere subito identificate in base alla costellazione in
cui appaiono. Un altro buon espediente  che le stelle di una costellazione vengono classificate con le
lettere greche, dalla pi luminosa alla meno luminosa: la stella ? sar pi luminosa della ?, che sar pi
luminosa della ?, e cos via. A volte ci sono stati dei fraintendimenti, e alcune stelle, pur non essendo le
pi luminose, hanno mantenuto la loro nomenclatura storica, ma non  un problema: basta essere tutti
d'accordo.
Tra le 88 costellazioni, le pi famose sono quelle dello zodiaco. La loro caratteristica  quella di
giacere lungo l'asse dell'eclittica: in altre parole, il Sole, durante il suo moto annuale, le percorre tutte.
 questo il senso dei segni zodiacali: essere Sagittario, come mia figlia, significa essere nati nel periodo
in cui il Sole percorre la porzione di cielo appartenente alla costellazione del Sagittario. Il che,
tecnicamente, non  vero. In effetti c' un problema: le costellazioni storiche dello zodiaco sono dodici,
ma fra il 30 novembre e il 17 dicembre il Sole in realt attraversa la porzione meridionale della
costellazione dell'Ofiuco. Se siete nati in quel periodo, dovreste essere del segno dell'Ofiuco, che per
non fu inserito dagli antichi tra le costellazioni zodiacali e, quindi,  il segno fantasma.
Quando si parla di zodiaco, in genere tra gli astronomi c' una levata di scudi: zodiaco 
sinonimo di astrologia, e astrologia  sinonimo di superstizione. Io ho una posizione piuttosto morbida
sull'argomento.  ovvio che, da un punto di vista strettamente scientifico, non c' alcuna ragione di
credere che il moto di stelle e pianeti abbia una qualche influenza sulla vita delle persone, ma ho
sempre pensato che forse il periodo in cui si  nati possa influire su certi aspetti del carattere: se le
stagioni condizionano il nostro umore e il nostro stato d'animo, in effetti, non possiamo escludere che
abbiano un'influenza anche su certi passaggi del nostro sviluppo. Questa per  una mia teoria bislacca
e senza prove, che vi butto l come mera opinione personale, non certo come verit scientifica. Detto
questo, leggere l'oroscopo  un giochino divertente, senza alcun fondamento di verit. A patto di
considerarlo cos, non ho problemi a giocare con le stelle. L'astrologia, fra l'altro, ha un alto valore
storico, perch  stata il primo modo in cui l'uomo si  rapportato al cielo: un modo non scientifico,
certo, ma che aveva gi in s il germe della scienza e che permetteva di osservare e di spiegare i
fenomeni in un periodo in cui le conoscenze al riguardo erano pressoch nulle. E poi, anche i grandi
uomini di scienza sono stati astrologi: Galileo e Newton, per esempio. Ma erano altri tempi. Adesso,
ripeto, l'astrologia  un gioco, e va presa come tale. Certo, vedere trasmissioni che dedicano venti
minuti all'oroscopo del week-end e zero minuti spaccati a qualsiasi forma di divulgazione scientifica
mi irrita non poco, ma da qui a indire la guerra santa ce ne passa. Se vi volete divertire, fatelo:
l'importante  non prendere queste cose troppo sul serio.
Fin qui abbiamo parlato dell'importanza di orientarsi nel cielo.  per questo che sono nate le
costellazioni e che persino la IAU, l'Unione astronomica internazionale, si  scomodata a definirle in
modo univoco.
Sapere cosa si sta guardando e dove lo si sta guardando  fondamentale in tutti i campi
dell'astronomia. Se non ho una mappa precisa, non posso sapere se quella che sto osservando  una
sorgente nuova oppure no. Se non sono in grado di localizzare bene l'oggetto che sto studiando, non
sar in grado di confrontare il mio lavoro con quelli precedenti, e nemmeno di ritrovare l'oggetto che
sto guardando per capire se  cambiato. Insomma, senza una mappa del cielo non si fa astronomia.
Questo concetto era chiarissimo gi agli antichi. Uno dei primi e pi importanti cataloghi
stellari  stato compilato da Ipparco di Nicea nel II secolo a.C. Contava ben 1080 stelle, che il buon
Ipparco aveva osservato rigorosamente a occhio nudo; non solo, ma aveva anche ideato una scala di
misura della luminosit, la magnitudine, in vigore ancora oggi. Nel tempo libero, Ipparco scopr anche
la precessione degli equinozi di cui abbiamo parlato poco fa. Insomma, si tratta davvero di uno dei
padri dell'astronomia. Dopo di lui, molti hanno continuato ad affinare le osservazioni, in modo da
determinare con la maggiore accuratezza possibile la luminosit, la distanza e la posizione degli astri.
Ci sono state anche missioni spaziali dedicate solo a questo scopo. Una delle pi famose, manco a
dirlo, si chiamava Hipparcos. Per inciso, Hipparcos  anche un acronimo, simile a quelli che conoscono
bene i lettori di "Topolino": significa High Precision Parallax Collecting Satellite, Satellite per la
misurazione ad alta precisione delle parallassi stellari. Si tratta di un satellite dell'ESA, l'Agenzia
spaziale europea, lanciato in orbita nel 1989 e che ha cessato di essere operativo nel 1993. Hipparcos
ha prodotto un catalogo che conta pi di un milione di stelle, di cui ha misurato la luminosit in due
colori, oltre che la posizione e la distanza. Il nome del catalogo  Tycho, in onore di Tycho Brahe, altra
vecchia conoscenza degli astronomi. Per renderci conto della portata dell'impresa, va detto che la
nostra galassia conta circa cento miliardi di stelle. Misurare con precisione la luminosit e la posizione
di tutte  impossibile: molte sono oscurate da polveri, oppure sono cos distanti che non riusciamo a
risolverle, ossia a vederle come puntini singoli. Ma un milione di stelle  gi una bella cifra, se pensate
che a occhio nudo ne vediamo circa seimila su tutta la volta celeste (ovviamente supponendo di essere
in grado di guardare contemporaneamente l'emisfero nord e quello sud in condizioni ottimali).
L'acronimo di Hipparcos contiene una parola curiosa, parallasse, che ci rivela come si fa a
misurare la distanza di una stella. Come abbiamo gi detto, quando guardiamo una stella non siamo in
grado di capire se  debole perch intrinsecamente poco luminosa o, semplicemente, perch molto
distante. Mancano punti di riferimento che ci permettano di valutare la distanza. Per un modo per
misurarla esiste.
Nel disegno 6 abbiamo due osservatori in posizioni diverse, A e B, che guardano lo stesso
oggetto (l'alberello). Trovandosi in posizioni diverse, i due vedranno l'alberello su sfondi diversi:
grigio scuro per A, grigio chiaro per B.
Questo fatto intuitivo  vero anche per le stelle. Ora guardiamo il disegno 7: immaginiamo di
osservare una stella in gennaio e in luglio. Tra gennaio e luglio la Terra si sar spostata, percorrendo
met della sua orbita intorno al Sole; ci significa che i due momenti di osservazione sono
spazialmente distanti. Quanto? Quanto  lungo l'asse maggiore dell'orbita Terra-Sole, circa 150 milioni
di km. Durante le due osservazioni, la nostra stella sar proiettata su uno sfondo differente: in altre
parole, la sua posizione cambier rispetto al fondale di stelle che le sta dietro. Come misurare questa
differenza? Proprio attraverso l'angolo di parallasse che vediamo nella figura. Grazie alla
trigonometria, dalla conoscenza di quell'angolo e della distanza dai due punti di osservazione, 
possibile ricavare la distanza. Il problema  che gli angoli di parallasse usati per misurare la distanza
delle stelle in genere sono piccolissimi, quindi occorrono strumenti in grado di raggiungere alti gradi di
precisione. Insomma, non  un gioco da ragazzi.
Disegno 6. Lo stesso albero osservato da posizioni diverse avr uno sfondo differente.
Disegno 7. Misurazione delle parallassi stellari. L'angolo di parallasse indica l'altezza della
stella rispetto allo zenit.
L'astrometria  la branca dell'astronomia che si occupa proprio di misurare la posizione e la
distanza delle stelle. Nel momento in cui scrivo  in corso una missione astrometrica: si chiama Gaia,
ed  stata lanciata in orbita nel dicembre 2014. Il suo obiettivo  determinare luminosit, temperatura,
posizione, distanza e moti propri di un miliardo di stelle della galassia: un centesimo del contenuto
stellare della Via lattea, che migliorerebbe di mille volte i risultati di Hipparcos.
Di Gaia potrei parlare per ore.  una missione che conosco bene per una duplice ragione: ci ho
lavorato direttamente per due anni e, adesso, ci lavora mio marito. Nel 2014 seguii la diretta del lancio.
Il lancio di un satellite  un momento delicatissimo: possono andare storte molte cose, e la possibilit di
perderlo in un incidente  tutt'altro che trascurabile, perch andrebbero in fumo anni, spesso decenni, di
lavoro.
Vederlo partire e seguirlo mentre iniziava il suo lungo viaggio fu un momento davvero
emozionante. Ci avevo lavorato solo due anni, ma in parte rappresentava anche il compimento delle
mie ricerche: c'era qualcosa di me, in quel grosso cappello a cilindro, che di l a poco avrebbe iniziato a
guardare incessantemente il cielo. Confesso di essermi commossa.  bello pensare che qualcosa di tuo
vola nello spazio, cos distante da casa.
Gaia ora  al suo posto e ha iniziato a lavorare. I dati arrivati finora a terra sono gi straordinari,
e il programma che li analizzer sembra funzionare molto bene. Ci aspettiamo tutti grandi cose da lei.
L'idea di catalogare  insita in ciascuno di noi. Il consorzio che gestisce il satellite a raggi X
Fermi ha deciso, per esempio, di creare costellazioni di sorgenti ad alte energie. Come vedremo pi
avanti, il cielo  un vero e proprio bestiario. Non ci sono solo le stelle "normali", ma anche molte
sorgenti che hanno emissioni principalmente nei raggi X e in quelli gamma. L'astronomia delle alte
energie, che studia questi oggetti,  piuttosto giovane, ma ha gi individuato un numero cospicuo di
sorgenti. Per questo  stato chiesto al pubblico di classificarle creando delle costellazioni ad hoc.  pi
che altro un gioco, ma un gioco divertente e istruttivo, che aiuta il pubblico a sentirsi coinvolto nella
scienza (vi dico solo che  venuta fuori la costellazione di Homer Simpson).
Il cielo  un luogo pieno di storie. Lo era in passato, e lo  ancora adesso. Forse parlo per
deformazione professionale, ma ho sempre creduto che non ci sia nulla di pi efficace di una storia per
veicolare un significato. Raccontare qualcosa  un gesto seminale: il racconto  stata la prima forma di
interpretazione della realt, il primo tentativo di capire chi siamo e com' fatto il mondo e, al tempo
stesso, di comunicarlo ad altri. Per questo il cielo, quel grande mistero intessuto sopra le nostre teste,
sar sempre popolato di racconti, miti, eroi e meraviglie, anche adesso che ne sappiamo molto di pi e
che  la scienza a raccontarci le sue storie. Il cielo  un libro gigantesco, un libro che non cessa di
parlarci e di affascinarci.
5
STARDUST
Sono un fisico stellare. Come dice anche il termine, significa che studio le stelle: la loro
evoluzione, la loro composizione, la loro et. La scienza moderna  molto lontana dalla filosofia
naturale dei nostri antenati. Fino all'epoca di Galileo Galilei e anche un po' oltre, era ancora possibile
incontrare figure come Leonardo da Vinci, esperte in numerosi rami della conoscenza, che studiavano
la natura nella sua interezza, spaziando dalla fisica alla fisiologia alla biologia. Con gli anni, per, ci
siamo accorti che l'universo  molto pi complesso di quanto credessimo. Non tanto nelle sue regole e
nei suoi componenti generali: tutto, infatti, pu essere ridotto a quattro leggi fondamentali e a una
manciata di particelle elementari, quelle del modello standard.  complesso nelle sue molteplici
manifestazioni. Il corpo umano  una macchina incredibile: ogni cosa rivela un grado di complessit
che mette alla prova i nostri strumenti conoscitivi. Per questo, nei secoli, la scienza  andata sempre pi
settorializzandosi. Non bastava pi una vita per studiare e capire tutto ci che pertiene al corpo umano
e ai suoi meccanismi, proprio come ci volevano decenni di studi per capire qualcosa del cielo.
Lentamente, sono nati gli specialisti: il fisico, il biologo, il medico.
Questa tendenza  andata avanti a mano a mano che abbiamo iniziato a indagare l'universo
sempre pi a fondo. Non c'era pi "il fisico": ogni branca della fisica andava ingigantendosi, ed era
sempre pi complicato riuscire ad avere una conoscenza completa dello stato dell'arte anche solo in
due campi diversi. Fu cos che nacquero i fisici teorici, i fisici delle particelle, i cibernetici, gli
astrofisici. Oggi il discorso  ancora pi complesso. Esistono sottocategorie ancora pi specifiche,
ciascuna pertinente a un ramo piccolo e settoriale: c' il cosmologo, che studia come si  formato
l'universo e quale sar la sua fine; l'astrofisico delle alte energie, che studia i fenomeni pi estremi del
cielo; e c' il fisico stellare, proprio come me.  sempre pi rara la figura intermedia, lo scienziato che
ha una conoscenza approfondita in pi di un campo. Certo, ogni fisico ha un'infarinatura di fisica
generale, ma spesso un fisico teorico ha difficolt a leggere un articolo scientifico di un fisico
sperimentale, e persino un fisico stellare come me pu avere problemi a capire lo studio
all'avanguardia di un cosmologo. A volte penso che abbiamo perso qualcosa, in questo sviluppo. In fin
dei conti la natura  un continuum, ogni disciplina  legata all'altra: non si pu prescindere dalla fisica
quando si studia la medicina, e in certi casi, per capire un fenomeno di fisica stellare, pu fare comodo
conoscere qualcosa di cosmologia o di fisica delle particelle. A volte, insomma, penso che la divisione
in discipline e sottodiscipline sempre pi ridotte, con esperti sempre pi concentrati sul loro minuscolo
campo d'indagine, non giovi alla scienza nel suo complesso. Del resto, non si pu fare altrimenti: 
tutto incredibilmente pi complicato di quanto credessimo e sperassimo, e le nostre vite e i nostri
cervelli hanno un tempo e uno spazio limitati. Facciamo ci che possiamo con gli strumenti che
abbiamo.
Lo studio delle stelle, che riguarda la mia specializzazione come astrofisica, in realt vuol dire
tutto e niente.  come un enorme cilindro che contiene tante cose: l'evoluzione di una stella,
ovviamente, i modelli che la predicono, ma anche il modo in cui muore o in cui nasce. Io mi occupo
essenzialmente della parte centrale della vita di una stella, il momento in cui le reazioni termonucleari
che la sostengono sono pi o meno in equilibrio e la stella  l'oggetto che tutti abbiamo in mente: un
astro che brilla di luce propria. Ma prima? Che cosa c' prima? Da dove vengono le stelle? E come si
formano? La maggior parte di queste domande riguarda una branca particolare dell'astronomia, quella
che studia l'infrarosso.
Per capire di cosa stiamo parlando, occorre fare un passo indietro e dire due cose sullo spettro
elettromagnetico. Per riprendere il discorso sull'interdisciplinariet, come vedete, siamo passati
dall'astronomia alla fisica di base in meno di un secondo
Consideriamo la luce. Che cosa possiamo dire? Per esempio, sappiamo che viaggia a una
velocit finita di circa 300.000 km/s e che ha una natura strana, rivelataci dalla meccanica quantistica: 
sia un'onda sia una particella (il fotone). In altre parole, il suo comportamento pu essere descritto in
entrambi i modi: a volte si comporta come se fosse fatta di particelle minuscole, altre come se fosse
un'increspatura del campo elettromagnetico. Lo so, pu sembrare strano. Io di solito faccio una battuta
che pu suonare vagamente blasfema: non ho grandi problemi a immaginare un Dio uno e trino, in
fondo in natura esiste il dualismo onda-particella Battute a parte, quella che chiamiamo luce 
un'onda elettromagnetica con una frequenza particolare. Nel disegno1 potete vedere che cos'
un'onda: s,  proprio quello che vi aspettavate. La lunghezza d'onda  la distanza fra due picchi, la
frequenza il numero di picchi che si ripetono in un certo intervallo di tempo. Va da s che maggiore 
la lunghezza d'onda, minore sar la frequenza.
La luce dunque  un'onda elettromagnetica e, come tale, pu avere varie frequenze. La luce
visibile, quella che il nostro occhio  in grado di vedere,  composta da onde con frequenze comprese
fra i 400 e i 790 THz (Hz sta per hertz; THz per terahertz, cio 1000 miliardi di Hz). Ma le lunghezze
d'onda percepite dall'occhio umano non esauriscono tutte le frequenze che pu assumere la luce. Le
onde del forno a microonde, per esempio, hanno una frequenza fra i 300 MHz e i 300 GHz (MHz sta
per megahertz, un milione di Hz, GHz per gigahertz, un miliardo di Hz): ricadono nel cosiddetto
intervallo delle onde radio (0-300 GHz, quelle che captate anche con la radio della macchina). Ci sono
anche onde a frequenze pi elevate: l'ultravioletto (749 THz-30 PHz, cio petahertz, pari a
1.000.000.000.000.000 Hz), di cui tutti parlano d'estate, perch si tratta di radiazioni dannose per la
pelle; i raggi X (30 PHz-300 EHz o exahertz, pari a 1.000.000.000.000.000.000 Hz), che sono quelli
usati per le radiografie; infine, i raggi gamma (?300 EHz), tanto famosi nei fumetti.
Disegno 1. Rappresentazione grafica di un'onda.
Come sappiamo, la luce visibile si pu bloccare:  il principio dell'ombrellone al mare.
Pensiamo anche a una tempesta di sabbia, un esempio pi calzante per i nostri scopi: in quel caso non
vediamo niente, perch le dimensioni medie del granello di sabbia sono confrontabili con la lunghezza
d'onda della luce visibile. Letteralmente, l'onda ci sbatte contro e viene deviata (disegno 2). I granelli
di sabbia sono tantissimi, il raggio di luce rimbalza di continuo e non arriva mai al nostro occhio.
Questo fenomeno si chiama scattering, "sparpagliamento".
Pu sembrare strano a dirsi, ma nell'universo c' parecchia polvere. Dio difetta di donne delle
pulizie, e meno male:  da quella polvere che nascono le stelle e, di conseguenza, anche noi. Del resto,
l'abbiamo gi detto, il sistema solare si  formato da una nube. Le stelle dunque nascono da grosse
nubi, nelle quali c' una grande quantit di polvere e gas.
Disegno 2. Gli effetti di due diverse lunghezze d'onda di fronte a un ostacolo.
Il problema della polvere  che non fa vedere le cose. Proviamo a guardare una porzione della
nebulosa Aquila (immagine 8 dell'inserto fotografico). Alcuni la conosceranno gi: si tratta di una
delle immagini pi belle e pi conosciute dell'astronomia. C' chi l'ha soprannominata i "pilastri della
creazione", perch  come una grande nursery di stelle. Dentro ci sono svariate protostelle in
formazione, che noi non vediamo. Tutto ci che si vede  un ammasso scuro con dei picchi pi
luminosi. Se guardiamo l'immagine nell'infrarosso (immagine 9), per, improvvisamente i pilastri
della creazione scompaiono e appaiono tante stelline. Perch? Perch l'infrarosso ha una lunghezza
d'onda maggiore rispetto alla luce visibile, pi grande della dimensione media dei granelli di polvere
presenti nella nebulosa: in altre parole, non viene assorbita ed  in grado di arrivare fino a noi per
essere osservata con un telescopio.
I telescopi all'infrarosso sono sostanzialmente identici a quelli ottici. Se ne vedeste uno, non
sareste in grado di capire la differenza. Quello che cambia  il rivelatore usato per realizzare le
immagini: una camera simile a quelle che stanno in qualsiasi macchina fotografica digitale, costruita
appositamente per essere sensibile ai fotoni infrarossi. L'unico telescopio infrarosso che abbia mai
visto  l'AZT24 di Campo Imperatore. La sua storia  legata a un episodio curioso, che vale la pena di
raccontare. L'osservatorio astronomico di Roma fu costruito durante il Ventennio per ospitare un
telescopio con ottiche Zeiss, che Hitler aveva promesso a Mussolini nel 1938. Il telescopio venne
effettivamente realizzato, ma durante la Seconda guerra mondiale fu requisito dai russi come bottino di
guerra. Al momento si trova nell'osservatorio di San Pietroburgo, in Russia, anche se continuano tutti a
chiamarlo il "Mussolini telescope".  questa la ragione per cui nell'osservatorio astronomico di Roma
non c' mai stato un telescopio. Negli anni Novanta, l'Italia e la Russia hanno raggiunto un accordo: i
russi hanno consegnato all'Italia un telescopio diverso, l'AZT24, in cambio di una collaborazione
scientifica per loro indispensabile, vista la crisi seguita al crollo dell'URSS. Il telescopio, peraltro, era
la copia esatta di una serie di strumenti usati per l'inseguimento veloce e il monitoraggio di satelliti
spia americani. La scienza, insomma, sa cavare qualcosa di buono anche dalla guerra. Il telescopio fu
installato a Campo Imperatore nel 1995. Ancora oggi ci sono molti astronomi russi che vengono a
lavorarci.
Ma torniamo alle culle delle stelle. Quasi sempre vengono osservate nell'infrarosso.
L'astronomia infrarossa presenta diverse problematiche. Indipendentemente dalla banda, cio
l'intervallo di frequenze nel quale si osserva, le immagini, per come vengono prodotte dal telescopio,
non sono utilizzabili. Ne trovate un esempio nell'immagine 10 dell'inserto fotografico. S,  proprio
cos: si vede poco, ha delle macchie, sembra una foto venuta male. In effetti, va sottoposta a quella che
i fotografi chiamano post-produzione: bisogna correggere l'immagine a causa di una serie di effetti
strumentali che impediscono all'informazione di emergere con evidenza. Questo processo si chiama
preriduzione perch viene prima della riduzione, cio l'estrazione di informazione dall'immagine. Io
l'ho usato per la mia tesi di laurea. Le immagini, circa 200, erano tutte cos. Il lavoro di preriduzione e
riduzione ha occupato nove mesi dei quattordici complessivi del mio lavoro di tesi. E s che le mie
immagini erano nell'ottico, e non nell'infrarosso.
Nell'infrarosso, a parte le problematiche strumentali che abbiamo visto, c' una complicazione
in pi: le bande dell'O-H. L'atmosfera terrestre, durante la notte, tende a emettere una debole
luminosit.  un effetto che a volte si nota nelle riprese della Terra fatte dagli astronauti (immagine11
dell'inserto fotografico). Il fenomeno  dovuto al diseccitamento notturno di alcune molecole che si
trovano nell'atmosfera: durante il giorno i fotoni sono in grado di fotoionizzare atomi e molecole, cio
di strappare loro uno o pi elettroni. Di notte questi elettroni si ricombinano, vengono cio riassorbiti,
emettendo fotoni. Lo ione idrossido (OH-) emette proprio nell'infrarosso, producendo delle bande
caratteristiche che devono essere rimosse dalle immagini per poterle analizzare.
Ancora per non abbiamo capito come si formino esattamente le stelle. Sappiamo che c'entrano
le nubi, ma non abbiamo approfondito il meccanismo. Per poter rispondere, dobbiamo porci un'ultima
domanda: che cos' una stella? Sostanzialmente,  un'enorme bomba a fusione nucleare nella quale un
combustibile viene trasformato in qualcos'altro. Per la maggior parte della sua vita, questo
combustibile  l'idrogeno e viene trasformato in elio: quattro atomi di idrogeno si scontrano e ne
formano uno di elio, producendo, nel processo, energia. Una stella nasce quando  in grado di
sostenersi tramite queste reazioni. La sua sopravvivenza, infatti,  basata su un sottile equilibrio: quello
tra la forza di gravit, che tenderebbe a farla comprimere, e la pressione delle reazioni termonucleari,
che tenderebbero a farla espandere.
A questo punto non  difficile capire come si formi una stella. Tutto comincia in regioni
nebulari piene di gas e polveri. Questo materiale spesso  frutto di un'esplosione di supernova, dunque,
in qualche modo,  stato gi processato. In seguito a una qualche perturbazione esterna, alcune regioni
iniziano ad addensarsi. Basta una piccola sovradensit perch la materia cominci pian piano ad
accumularsi. Pi materia significa pi forza di gravit: il corpo che si va formando, in altre parole,
tende ad attirare altro materiale. Lentamente, la materia accumulatasi si scalda sempre pi. A questo
punto, molto dipende dalla quantit di materia disponibile. Dati i valori di temperatura e densit della
nube iniziale, esiste un valore minimo di massa, detto massa di Jeans, che deve essere raggiunto perch
inizi la contrazione che abbiamo visto fin qui. Perch la stella si accenda, poi, si devono raggiungere
una massa e una temperatura limite (circa 0,08 M?, ove M? sta per massa del Sole e 107 K, cio gradi
Kelvin, per la temperatura). Se la massa  inferiore al limite indicato si ottiene una nana bruna, cio una
stella mancata. Ne sono state osservate diverse: si tratta di oggetti cui manca davvero poco per
diventare stelle, tanto che sono in grado di emettere un certo quantitativo di energia, soprattutto grazie
alla fusione di litio o deuterio nelle fasi iniziali del loro sviluppo, che richiedono un po' meno energia
rispetto all'idrogeno.
Giove  quasi una nana bruna, perch emette una quantit di energia superiore di 1,67 volte a
quella che riceve dal Sole. Il suo volume  quello limite perch non si trasformi in una nana bruna. Non
mancava molto, insomma, perch il sistema solare fosse un sistema binario, con conseguenze
difficilmente immaginabili. La missione Kepler, in realt, ha gi scoperto pianeti simili alla Terra che
orbitano attorno a un sistema binario. Tatooine, insomma, esiste davvero.
Ma lasciamo stare le nane brune e torniamo alla nostra stella. Se in giro c' ancora materiale
sufficiente, l'accrescimento sulla sovradensit di partenza continua. Inizialmente si forma una
protostella. Il materiale che continua a cadere sulla superficie comincia a organizzarsi con un
movimento a spirale, dando origine a un disco che le ruota attorno, il disco di accrescimento. Intanto la
densit aumenta, la stella si contrae e la temperatura centrale sale.
Se tutto va come deve, la temperatura raggiunge il valore che permette la fusione dell'idrogeno
 i famosi 107 K  e la stella si accende. A quel punto, il suo vento inizier a spazzare via tutto il
materiale residuo e non sar pi necessario osservarla nell'infrarosso: ora che la nebbia che la
circondava si  dissipata, la sua emissione ottica sar in grado di raggiungerci.
Per alcune stelle, come il nostro Sole, il materiale di partenza  "di riciclo", cio  gi passato
per una o pi fornaci stellari. Lo sappiamo dal fatto che il Sole non contiene solo idrogeno ed elio, i due
elementi che sono stati prodotti durante il Big Bang, ma anche altri metalli. Quando  cominciato
questo processo? E quali sono le "stelle prime", quelle che si sono formate da materiale vergine, subito
dopo il Big Bang?
Al contrario di quel che succede con le generazioni umane, innumerevoli dal giorno in cui ci
siamo evoluti dalle scimmie, nell'universo esistono solo tre generazioni stellari, anche se negli ultimi
anni questa divisione si  rivelata un po' troppo schematica, e la situazione sembra essere pi fluida.
Comunque, per comodit, si adotta in genere questa classificazione: esistono le popolazioni I, di cui fa
parte il Sole, le popolazioni II, pi antiche, e infine la popolazione III, ovvero i "primi nati" delle stelle,
per citare Tolkien e il suo Silmarillion.
Essendo oggetti vecchissimi, le stelle di popolazione III potrebbero darci informazioni preziose
sulla composizione e le caratteristiche dell'universo giovane. Per questo sono ricercatissime. Il
problema  che nessuno ne ha mai vista una. Sul perch non se ne trovino, esistono sostanzialmente
due teorie. Una vuole che fossero stelle molto massicce, e le stelle di questo tipo hanno breve durata:
semplicemente, non ne vediamo perch si sono spente tutte. Secondo l'altra teoria, invece, nel corso
delle loro lunghissime vite la superficie di queste stelle, che  poi quella che vediamo noi, e sulla quale
facciamo le misure di metallicit, ossia le valutazioni di composizione chimica,  stata contaminata, e
quindi ci appaiono pi ricche in metalli di quanto non siano realmente.
Sono entrambe ipotesi valide, e la prima  anche supportata dalle predizioni teoriche dei
modelli; al momento, non sappiamo quale sia quella giusta. Sappiamo solo che la ricerca non  ancora
finita e che finora non ne abbiamo vista neppure una.
La formazione delle stelle di popolazione III non differisce da quella delle stelle pi giovani. La
differenza sta solo nella composizione della nube iniziale, che avr ovviamente ripercussioni sulla
massa e sulla vita della stella. Ma l'inizio della storia  sempre lo stesso.
La formazione di una stella  un processo piuttosto lento: per "fare" una stella come il Sole ci
vogliono 20 milioni di anni. Una cifra da far girare la testa, ma  cos che funziona: il tempo della
nostra vita non  nulla, paragonato ai miliardi di anni dell'universo e all'infinit di tempo necessario
per tessere sulle nostre teste tutto quell'intrico di stelle. Eppure, in soli quattrocento anni siamo riusciti
a trovare un sistema per indagare efficacemente la natura  la scienza  e a capire processi che
superano di miliardi di volte il tempo delle nostre vite. Carl Sagan ha detto che noi siamo il modo che
l'universo ha trovato per conoscere se stesso. Forse  questo uno dei molti significati che si possono
dare al nostro essere qui e ora. Di sicuro,  un significato che piace molto agli scienziati.
6
EVOLUTION
omnia mortali mutantur lege creata []
at manet incolumis mundus suaque omnia servat,
quae nec longa dies auget minuitque senectus,
nec motus puncto curvat cursusque fatigat:
idem semper erit, quoniam semper fuit idem.
Non alium videre patres aliumve nepotes aspicient:
deus est, qui non mutatur in aevo.
muta tutto ci che  soggetto alla legge di morte [...]
ma rimane intatto il cielo e conserva tutto ci che  suo,
non lo accresce un lungo spazio di tempo n si riduce invecchiando,
non lo piega per nulla il movimento n lo affatica la corsa:
sar sempre uguale perch uguale  stato sempre.
Non diverso lo videro i padri n diverso lo vedranno i nipoti:
 dio e non cambia nel tempo.
Cos cominciava la mia tesina di maturit.  un brano tratto da un poema che si intitola
Astronomica, redatto fra il I secolo a.C. e il I secolo d.C. da un poeta latino, Manilio. A quell'epoca,
come ho detto, ero gi affascinata dal cielo e sapevo che avrei fatto l'astrofisica. Per questo, alla
maturit, preparai quel lavoro interdisciplinare sulle stelle. Era la prima volta che si faceva l'esame
portando tutte le materie e che ci veniva chiesto di preparare una tesina vera e propria. So che nel
frattempo le cose sono cambiate, ma l'hanno fatto tante volte che adesso francamente non so pi come
funzioni. Comunque, l'epigrafe sulla prima slide  era una presentazione in PowerPoint, prima che
diventassi una Mac-dipendente  era quella che ho riportato in cima. Mi piaceva perch presentava
un'immagine del cosmo affascinante, e anche molto intuitiva: chi mai ha visto il cielo cambiare? Certo,
ogni tanto succede qualche fatto strano: si vede una stella nuova, passa una cometa ma le
costellazioni restano sempre al loro posto, e notte dopo notte, secolo dopo secolo, il cielo  sempre
uguale.
Un'immagine affascinante, lo so, ma sostanzialmente falsa. Del resto lo abbiamo gi visto: le
stelle si muovono, le costellazioni cambiano, persino il polo nord viene indicato da corpi celesti
differenti. Ma la scienza in fondo fa questo. Prende ci che sembra intuitivo e, con la forza
dell'indagine oggettiva, lo capovolge, mostrandoci la realt per quella che : diversa da come ce la
immaginavamo, misteriosa, affascinante.
Ora possiamo aggiungere un altro pezzetto all'immagine di questo oggetto in continuo divenire
che  l'universo moderno: non solo mutano le costellazioni, non solo astri e pianeti si muovono, ma le
stelle evolvono. Abbiamo visto che nascono, vedremo che vanno incontro a un cammino ben preciso e
vedremo anche che muoiono. Tutto sommato, anche loro sono soggette alla legge di morte, proprio
come lo , a quanto pare, tutto nel nostro universo. Se non altro, abbiamo la consolazione di non essere
gli unici a subire questo destino, come accade invece agli uomini nella Terra di Mezzo, che si devono
confrontare con gli Elfi immortali. Il nostro universo , quanto meno, un posto equo.
Nell'ultimo capitolo abbiamo lasciato la nostra stellina all'inizio della sua storia:  nata e ha
iniziato la sua vita. Per la maggior parte, la sua esistenza consister nel trasformare idrogeno in elio,
rilasciando energia sotto forma di fotoni e particelle, tra cui i neutrini, che sono al centro del premio
Nobel 2015 per la fisica, assegnato a Takaaki Kajita e Arthur B. McDonald. I neutrini sono particelle
minuscole prive di carica, e per questo difficilissime da rivelare. A lungo si  discusso se i neutrini
avessero o meno massa. I due fisici che hanno vinto il premio Nobel hanno appunto dimostrato che ce
l'hanno. In effetti, quando si misurava il quantitativo di neutrini emesso dal Sole, si trovava un deficit
rispetto alla predizione teorica: ne arrivavano circa un terzo meno di quelli attesi. Tra le varie ipotesi
avanzate c'era quella che i neutrini, nel percorso dal Sole alla Terra, cambiassero specie. Ne esistono
infatti tre tipi: muonici, tauonici ed elettronici. Gli esperimenti di Kajita e McDonald hanno permesso
di dimostrare che i neutrini oscillano per davvero, e che questa  la causa del deficit osservato. Inoltre, i
neutrini non potrebbero cambiare specie se non fossero dotati di massa.
Tornando a noi, comunque, le reazioni che producono energia nel Sole avvengono nel nucleo,
dove le temperature sono tali da permettere l'innesco delle reazioni termonucleari. Da qui, i fotoni
iniziano il loro viaggio verso la superficie: un viaggio lungo e accidentato, per colpa dello scattering di
cui abbiamo gi parlato. Le stelle sono oggetti piuttosto densi, un centimetro cubo di materia solare
pesa in media 1,409 grammi. Questo, assieme alle elevate temperature, fa s che la materia raggiunga
un quarto stato. Di solito siamo abituati a pensare alla materia in tre "forme": solida, liquida e gassosa.
In realt, le condizioni estreme delle stelle ne aggiungono una quarta: il plasma. Quando temperatura e
densit raggiungono un certo livello  nel nucleo del Sole, ad esempio, la densit  tale che un cm3 di
materia pesa 150 grammi e la temperatura  pari a circa 107 K , gli elettroni vengono strappati ai
nuclei atomici e finiscono per andarsene in giro. La materia, in sostanza,  composta da nuclei atomici
ed elettroni liberi: un plasma  proprio questo. Densit e tanti elettroni in giro fanno s che il povero
fotone non riesca ad andare dritto a lungo: incappa continuamente in ioni ed elettroni. Il risultato  che
un fotone ci mette quasi seimila anni a percorrere la distanza tra il nucleo e la superficie del Sole.
Pensateci, la prossima volta che guardate il Sole (non a lungo e con un bel filtro, mi raccomando,
altrimenti mi accusano di istigazione alla cecit): quei fotoni sono partiti ai tempi dell'antico Egitto.
Altro che Ulisse
La storia, comunque, non finisce qui. Per quanto gigantesca, una stella  una palla finita di
materiale: l'idrogeno ammonta a una certa porzione della sua massa, e inevitabilmente, a furia di essere
trasformato in elio, a un certo punto finir. Che cosa succede allora?
Per capirlo, occorre addentrarsi un po' di pi nel mio lavoro. Ho trascorso buona parte della mia
vita da astrofisica a misurare la temperatura e la luminosit delle stelle. Ma come si fa? Impossibile
mettere un termometro sulla superficie di una stella: innanzitutto perch  incredibilmente lontana, e
poi perch  anche straordinariamente calda; la superficie del Sole, per esempio, ha una temperatura di
6000 K. Bisogna ricorrere a un metodo indiretto. La fisica ci viene in aiuto: il colore di una stella,
infatti,  collegato alla sua temperatura. Il legame tra le due grandezze  quella osservabile che si
misura, ossia il colore, e la grandezza da ricavare, la temperatura   complesso, ma si pu intuire con
una spiegazione semplice. Immaginiamo un pezzo di ferro. Ora immaginiamo di scaldarlo
progressivamente: l'esperienza ci dice che, a mano a mano che la temperatura aumenta, assumer
inizialmente una colorazione rosso scuro, poi pi aranciata, poi gialla e, infine, bianca. In pratica, il
colore dipende dalla temperatura: rosso vuol dire pi freddo, giallo temperature intermedie, blu pi
caldo, esattamente il contrario dei rubinetti dell'acqua. La cosa pu essere considerata anche da un
ulteriore punto di vista: vi ricordate lo spettro elettromagnetico? Ebbene, alle frequenze  associata
anche una certa energia dei fotoni: minore la frequenza, minore l'energia. Nell'ottico, la luce rossa ha
una frequenza pi bassa della luce blu, dunque minore energia.
Ok, direte voi, ma come misuro il colore di una stella? Da quel che vediamo, le stelle hanno pi
o meno tutte lo stesso colore. Quando alziamo gli occhi al cielo, di notte, ci sembrano tanti puntolini
bianchi. In realt non  del tutto vero: dall'International Space Station, il laboratorio scientifico che
viaggia sopra le nostre teste a 400 km d'altezza, gli astronauti hanno scattato diverse foto, e una vaga
informazione di colore c'. Guardate per esempio l'immagine 12 dell'inserto fotografico:  l'Orsa
maggiore. Pianeti esclusi, da terra c' almeno un oggetto di cui possiamo vedere il colore. Sto parlando
di Albireo, nella costellazione del Cigno (immagine13): si tratta di un sistema binario, con due stelle
legate gravitazionalmente, di cui una  rossa e l'altra blu. La differenza pu essere apprezzata anche
con telescopi relativamente amatoriali. La mostravamo durante le serate all'osservatorio astronomico di
Roma col rifrattore di 30 cm che usavamo per il pubblico: un buon telescopio, ma pur sempre un
oggetto per astrofili, con cui non si fa scienza.
Per avere una buona stima della temperatura, per, dobbiamo avere una misura precisa del
colore. Per farlo, si misura la luminosit di una stella in due bande. Le bande sono gli intervalli di
frequenza nei quali vengono convenzionalmente divise le emissioni elettromagnetiche, secondo sistemi
stabiliti dagli astronomi nel corso degli anni. I telescopi con cui si fa scienza sono muniti di filtri che
permettono di selezionare la luce solo in una determinata banda. Si osserva lo stesso oggetto in due
bande diverse, e poi si calcola la differenza di luminosit: ecco un modo semplice ed efficace per
misurare con precisione il colore di una stella. La cosa pu essere capita meglio se guardiamo il
disegno 1. Di primo acchito non  un'immagine facilissima da comprendere, ma con qualche
spiegazione pu risultare molto interessante. Le curve in alto sono l'emissione di quattro stelle diverse
nelle varie lunghezze d'onda, indicate sull'asse delle x. I numeri e lettere delle stelle indicano la loro
classe spettrale di appartenenza (lo vedremo pi avanti). Nel grafico in basso, sono indicate alcune
bande di emissione: U, B e V sono bande ottiche, J, H e K infrarosse. Come vedete, ogni stella ha un
picco di emissione che cade in una frequenza diversa, e l'intensit dell'emissione in ogni banda
cambia.
Per la luminosit, invece, le cose sono relativamente pi semplici. Abbiamo gi visto che
Ipparco, nel II secolo a.C., aveva introdotto un'unit di misura, la magnitudine. Nella pratica, la
misurazione della luminosit di una stella avviene cos: il telescopio raccoglie i fotoni, che finiscono
sul chip della camera, simile a quella che avete anche nelle vostre macchine fotografiche digitali. Il
fotone genera una carica elettrica, ed  quella che viene misurata. Stella pi luminosa uguale pi fotoni
e pi cariche elettriche. Tutto qua.
[adattato da Castelli, F., Kurucz, R.L., New Grids of ATLAS9 Model Atmospheres, 2004]
Disegno 1. Frequenze, picchi e intensit di emissione di quattro stelle diverse.
Ma perch ci interessa conoscere la luminosit e la temperatura di una stella? Perch queste due
grandezze, da sole, sono in grado di indicarci il suo stadio evolutivo.
 tutto merito di tre persone: padre Angelo Secchi, Ejnar Hertzsrpung e Henry Norris Russell,
lo stesso che un bel giorno mise ordine tra le costellazioni.
Il primo era un gesuita e divenne direttore dell'osservatorio del Collegio romano nel 1850. 
ritenuto da tutti il padre della spettroscopia stellare. Qui ci tocca aprire un'altra parentesi.
Guardiamo il disegno 2. Se facciamo passare la luce bianca attraverso un prisma, siamo in
grado di scomporla nelle sue varie frequenze: in sintesi, otteniamo l'arcobaleno (a), che nella figura,
per ragioni editoriali,  stato virato in toni di grigio. Questa cosa si deve al fatto che ogni specifica
lunghezza d'onda viene deviata in un certo modo dal prisma. Ora immaginiamo di mettere un gas tra la
sorgente di luce e il prisma: quello che otterremo  un arcobaleno interrotto, in cui saremo in grado di
osservare un certo numero di bande scure, il cosiddetto spettro di assorbimento (c). Se invece
riscaldiamo un gas al punto da fargli emettere luce e poi la scomponiamo, otteniamo una specie di
negativo dello spettro di assorbimento, ossia delle linee colorate:  lo spettro di emissione (b).
Disegno 2. La sorgente di luce senza filtri (a) il gas riscaldato e il suo spettro di emissione (b), e
una luce filtrata da un gas (c). I colori sono stati virati in grigio.
Un fatto miracoloso, ovviamente dal punto di vista fisico,  che gli spettri sono tipici delle
diverse specie chimiche: l'idrogeno ha un determinato spettro, l'elio ne ha un altro, i metalli ne
possiedono uno ciascuno. Per quanto distante sia una stella, insomma,  possibile derivarne la
composizione chimica dalla distribuzione delle linee del suo spettro. Con le stelle, infatti, siamo nelle
stesse condizioni del disegno2c: i fotoni vengono prodotti nel nucleo e attraversano gli strati gassosi
esterni prima di emergere in superficie (esistono anche stelle che producono spettri di emissione, ma
sono casi eccezionali). Padre Secchi fu il primo a usare la spettroscopia per studiare la composizione
chimica delle stelle. Fu anche il primo a suddividere le stelle in classi spettrali, dato che le
caratteristiche dello spettro di una stella sono correlate alla sua temperatura superficiale. E questa  la
prima chiusura del cerchio.
Attualmente, per le classi spettrali non  in vigore il sistema ideato da padre Secchi, ma quello
di Harvard, introdotto nel 1943. Le classi sono: O, B, A, F, G, K e M. Ve le sparo cos, senza
esitazioni, non perch avessi Wikipedia sotto mano, ma perch c' un trucchetto per ricordarsele. Basta
memorizzare questa frase: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me ("Su, ragazza, fa' la brava e baciami"). La
temperatura decresce a mano a mano che procediamo nella sequenza: O  la classe pi calda, M la pi
fredda. Il Sole, per esempio,  una stella di classe G.  un medio abitante dell'universo, per di pi nel
mezzo del cammin della sua vita: ha circa 5 miliardi di anni, e continuer a bruciare idrogeno in elio
pi o meno per altrettanti anni. Come avrete notato, alcune di queste lettere segnavano le stelle del
disegno 1.
Dopo padre Secchi, molti altri si presero la briga di misurare gli spettri delle stelle. Fra questi,
agli inizi del XX secolo, ci furono due astronomi che lo fecero indipendentemente l'uno dall'altro: il
danese Ejnar Hertzsrpung e l'americano Henry Norris Russell. I due fecero un ulteriore passettino:
misero le stelle in un diagramma, sistemando sull'asse delle x la classe spettrale e sull'asse delle y la
luminosit. La luminosit di una stella solleva un problema intuitivo: quando guardiamo il cielo ci
sembra di vedere un piano, ma in realt c' una terza dimensione che non siamo in grado di apprezzare.
Le stelle si trovano a varie distanze da noi e, come abbiamo gi detto, non siamo in grado di dire se
siano deboli perch lontane o perch intrinsecamente poco luminose. In altre parole, non conosciamo la
loro luminosit assoluta. Dato che determinare la distanza delle stelle non sempre  facilissimo, i nostri
aggirarono il problema usando stelle fisicamente vicine e legate fra loro gravitazionalmente. In questo
modo, la distanza  fuori dal quadro, e la luminosit delle stelle dipender solo dalle loro caratteristiche
fisiche.
Un esempio di questo diagramma potete vederlo nell'inserto fotografico (immagine 14). Di
seguito, invece, ne allego uno mio (disegno 3):  uno dei diagrammi della mia tesi di dottorato. Come
noterete, sulle ascisse non c' la classe spettrale ma il colore, o meglio, la differenza di luminosit tra le
bande V e I.  il cosiddetto diagramma colore-magnitudine, il corrispettivo osservativo del diagramma
di Hertzsprung-Russell, dal nome dei due inventori.
La cosa pi importante da osservare  che le stelle non si distribuiscono casualmente, ma stanno
in specifiche sequenze, come indicato in figura. La maggior parte di loro segue una sequenza diagonale
che taglia il grafico:  la sequenza principale. Alcune salgono lungo una sequenza pi o meno verticale,
il ramo delle giganti. Altre si trovano in una regione pi o meno orizzontale:  il ramo orizzontale.
Disegno 3. Diagramma colore-magnitudine dell'ammasso globulare M5 con le principali fasi
evolutive delle stelle.
La grande intuizione  stata comprendere che la posizione delle stelle nel grafico  connessa al
loro stadio evolutivo. Ogni zona delimita un periodo preciso nella vita di una stella. Pi nello specifico:
Nella sequenza principale si trovano le stelle in fase di bruciamento centrale di idrogeno in elio.
Il Sole, quindi,  una stella di sequenza principale.
Nel ramo delle giganti si trovano le stelle che hanno esaurito l'idrogeno nel nucleo; il
bruciamento si sposta lentamente verso l'esterno, in un guscio che circonda il nucleo. Per via di questo
fatto, gli strati esterni della stella si espandono e la sua superficie si raffredda. Stelle di questo tipo si
chiamano giganti rosse; il Sole lo diventer tra circa cinque miliardi di anni, e nel processo si
espander tanto da inglobare nel proprio raggio le orbite di Mercurio e Venere, forse anche della Terra.
Se saremo ancora qui e non ci saremo massacrati a vicenda prima, ci toccher traslocare.
Nel ramo orizzontale stanno le stelle che hanno innescato il bruciamento centrale dell'elio in
carbonio e ossigeno, mentre il bruciamento dell'idrogeno continua in un guscio intorno al nucleo di
elio. Le stelle che si trovano in questa fase possono attraversare un periodo di instabilit. Se guardate
bene, vedrete che il ramo orizzontale presenta una zona in cui ci sono meno stelle.  la cosiddetta
striscia di instabilit. Le stelle che la attraversano diventano variabili: la loro luminosit cresce e
decresce periodicamente. Queste stelle variabili, le RR Lyrae, dal nome della capostipite della classe,
sono molto importanti, perch esiste una specifica relazione fra il periodo di pulsazione e la luminosit
assoluta. Questo fa di loro delle candele standard, ossia stelle che permettono di mappare le distanze.
La differenza tra magnitudine apparente e magnitudine assoluta, infatti,  un indicatore di distanza. Un
esempio intuitivo ci aiuta a capirlo meglio: i fari di una macchina mi accecano quando sono a pochi
metri di distanza, mentre in lontananza, a centinaia e centinaia di metri, li vedr come due semplici
pallini luminosi.
Il ramo asintotico  popolato da stelle nelle quali, esaurito l'elio al centro, il bruciamento
prosegue in due strati circostanti: quello pi esterno, in cui brucia idrogeno, e quello pi interno, in cui
a venire bruciato  l'elio.
La storia, ovviamente, non si ferma qui: finito l'elio si brucer il carbonio e cos via, fino ad
arrivare alla produzione del ferro. In realt, solo stelle con massa superiore a 8 o 9 masse solari (il
valore esatto dipende dalla composizione chimica) riescono a risalire fino a questo punto nella catena
di fusione degli elementi. Giunti al ferro, comunque, la catena si interrompe. A differenza delle
reazioni di bruciamento di idrogeno, elio e carbonio, che sono esoenergetiche, cio producono pi
energia di quanta ne necessitino, il bruciamento del ferro  endoenergetico, ossia richiede pi energia
di quanta ne produca. E dopo, che cosa succede? Lo vedremo meglio pi avanti, ma una cosa posso
anticiparvela: dipende tutto dalla massa della stella. E dalla massa dipende anche quanta parte di questa
storia la stella riprodurr effettivamente. Non tutte le stelle, infatti, sono in grado di innescare i
bruciamenti successivi a quello dell'idrogeno. Il Sole, per esempio, arriver fino al bruciamento
dell'elio, poi si fermer.
Come abbiamo visto, ogni reazione di bruciamento richiede un certo quantitativo di energia,
che cresce a mano mano che sale il numero atomico. Il numero atomico  il numero di protoni presenti
nel nucleo di un atomo: l'idrogeno ne ha uno, l'elio due, il litio tre e cos via, seguendo la tavola
periodica. Perch il bruciamento continui, insomma,  necessario raggiungere ogni volta temperature
sempre pi elevate, che richiedono masse sempre pi grandi. Questo perch c' anche un'altra forza da
tenere presente in questo processo: la repulsione elettrostatica fra i protoni di due diversi nuclei
atomici. I protoni hanno carica positiva e, come sappiamo, le cariche uguali si respingono; per vincere
questa repulsione e permettere ai nuclei atomici di fondersi occorre quindi un certo quantitativo di
energia. Qui, peraltro, interviene un effetto interessante della meccanica quantistica: una specie di
magia, per citare i Queen.
Quale? Per superare questa "barriera" sarebbe necessaria una temperatura di miliardi di gradi,
nettamente superiore a quella che si sviluppa nelle stelle. Ma questa condizione  vera solo nella
meccanica classica. Per la meccanica quantistica esiste una cosa chiamata effetto tunnel: una particella
ha una probabilit diversa da zero di superare spontaneamente una barriera, anche se non ha l'energia
sufficiente. Proprio questa probabilit fa s che, anche a temperature pi basse, i protoni riescano
ugualmente a superare la reciproca repulsione elettrostatica e a fondersi per creare nuclei atomici pi
grandi.
Effetto tunnel o meno, pi cresce il numero atomico degli elementi, pi crescer il livello di
energia necessaria alla loro fusione. Per questo, stelle delle dimensioni del Sole riescono solo a
innescare il bruciamento dell'elio e poi vanno incontro alla fine della loro esistenza. Solo quelle pi
grandi riescono a risalire tutta la catena delle reazioni fino ad arrivare al bruciamento del ferro. A quel
punto, anche loro non possono fare altro che avviarsi verso una fine, che, come vedremo fra poco, 
piuttosto spettacolare.
Un altro fatto, forse un po' controintuitivo,  che la massa di una stella determina anche la
durata della sua vita. Contrariamente a quanto si potrebbe pensare, le stelle pi massicce sono quelle
dalla vita pi breve.  vero che hanno pi materiale da bruciare, ma sono anche in grado di innescare
reazioni che portano a un esaurimento pi rapido del combustibile. Un rapido paragone: una stella
come il Sole ha una vita media di pi di 10 miliardi di anni; una stella come Deneb, che fa parte della
costellazione del Cigno e si pu vedere facilmente in cielo durante le notti estive, ha una massa pari a
circa venti volte la massa del Sole e una vita di qualche decina di milioni di anni. Una bella differenza,
insomma.
Che cosa accada alla fine della storia lo vedremo nel prossimo capitolo. Per ora possiamo dire
che Manilio sbagliava a immaginare un cosmo immutabile, ma che sui tempi di vita umani l'universo 
davvero un luogo sempre identico a se stesso. Siamo come farfalle il cui tempo di vita 
incredibilmente breve, paragonato a quello degli alberi del bosco in cui vivono. Tutto ci che la farfalla
pu vedere nella settimana che le  dato vivere sono flash di processi evolutivi assai pi lunghi: un
germoglio appena spuntato, una foglia nel pieno del suo vigore, un'altra ormai secca, caduta a terra.
Cos siamo noi. Da questi flash, per, siamo stati in grado di ricostruire storie evolutive lunghissime. Il
tempo delle nostre vite  sospeso tra l'infinitamente grande e l'infinitamente piccolo: da un lato, i
miliardi di anni che costituiscono i tempi scala dell'universo, dall'altro le infinitesime frazioni di
secondo sulle quali si giocano i processi subatomici. Ed  proprio dalla dialettica fra queste due
grandezze, per noi ugualmente incommensurabili, che nasce tutto ci che siamo. In fin dei conti, non
siamo che il parto di due diversi infiniti.
7
FIGLI DELLE STELLE
Nel 1054, in cielo, accadde qualcosa di straordinario. All'improvviso, sotto gli occhi stupiti
degli astronomi cinesi, apparve una nuova stella. Non si trattava solo di un astro che nessuno aveva mai
visto prima: era anche cos luminoso da poter essere visto di giorno, accanto al Sole. Dell'evento si
trova traccia nelle cronache cinesi del periodo, ma anche in alcuni testi arabi. Pi controverse le fonti
occidentali; nel corso degli anni, svariati studiosi si sono scervellati in cerca di qualche riferimento
nelle cronache dell'epoca, ma non c' accordo unanime sulla corretta corrispondenza con la stella
nuova del 1054. Ci sono persino un paio di controverse testimonianze pittoriche: un ritratto
dell'imperatore Enrico III che indica una stella molto luminosa sopra il cielo di Tivoli (immagine 15
dell'inserto fotografico) e un dipinto rupestre a Chaco Canyon, negli Stati Uniti, realizzato dagli indiani
Anasazi, che sembrerebbe rappresentare la stella di fianco alla Luna (immagine 16).
Io ho sempre sognato di poter vedere una cosa del genere. Ci sono andata vicina nel 1987,
quando un fenomeno simile apparve all'interno della Grande nube di Magellano, una galassia nana
piuttosto vicina alla nostra. La stella era abbastanza luminosa da poter essere vista a occhio nudo, ma
non tanto da essere visibile di giorno: un fenomeno interessantissimo per gli astrofisici, ma
decisamente meno spettacolare per il vasto pubblico rispetto a quello del 1054.
Di tutti i fenomeni celesti, l'apparizione improvvisa di una sorgente luminosa cos brillante da
poter essere vista di giorno  quello che mi affascina di pi. Provo a immaginare la sottile inquietudine,
lo stupore e la meraviglia nel veder cambiare il cielo in modo cos spettacolare. Che cosa pu causare
un evento cos straordinario? Dov'era prima quella stella? Si tratta davvero di un astro nuovo? Per
capirlo dobbiamo concentrarci sulla fine della vita di una stella. Stiamo per addentrarci in una nuova
branca dell'astronomia, quell'astrofisica delle alte energie che abbiamo gi sfiorato un paio di volte.
Abbiamo gi detto che il destino finale di una stella, come del resto la sua intera vita, dipende
dalla sua massa. Partiamo dalla morte del Sole, che ci riguarda pi da vicino. Sappiamo gi che stelle
come il Sole non riescono a innescare bruciamenti successivi a quello dell'elio. La massa non  tale da
poter raggiungere le temperature necessarie, e dunque, quando finisce l'elio,  game over: la stella non
pu che morire.
Come ricorderete, la vita di una stella  governata da un sottile equilibrio: da un lato c' la forza
di gravit, che tenderebbe a farla contrarre, dall'altro la differenza di pressione, o gradiente, fra i vari
strati della stella, che tenderebbe a farla espandere. Una volta che le reazioni si spengono per
esaurimento del carburante, dovrebbe cominciare il collasso gravitazionale: la gravit non  pi
contrastata da nulla, e dunque, in linea di principio, dovrebbe far crollare tutta la massa della stella su
se stessa. Ma le cose sono pi complicate di cos. Le leggi fisiche predicono l'esistenza di svariati
effetti che permettono di bloccare questo collasso e renderne stabile la struttura. Nel caso di una stella
di massa inferiore a 8 M?, il collasso viene bloccato dalla pressione degli elettroni degeneri. Per capire
di cosa si tratti, dobbiamo ricorrere alla meccanica quantistica.
Molti di voi sapranno che un atomo ha un nucleo composto da protoni, con carica positiva, e da
un certo numero di neutroni, privi di carica. Intorno ci sono gli elettroni, che hanno carica negativa; in
mezzo, tantissimo spazio vuoto. Di solito tendiamo a immaginare la materia come qualcosa di solido,
ma in realt dovremmo parlare di vuoto con qualche sparuta particella in mezzo: se un atomo fosse
grande quanto un campo da calcio, il nucleo sarebbe grande quanto una biglia al centro del campo, e gli
elettroni starebbero sugli spalti. Secondo la meccanica quantistica, non  possibile stabilire
univocamente dove si trovino di preciso gli elettroni intorno al nucleo. L'unica cosa che possiamo
calcolare  la probabilit che si trovino in una determinata regione. Gli elettroni, comunque, non
possono stare proprio dove pare a loro. Un elettrone non pu avere tutte le energie che vuole, ma pu
assumere solo certi valori discreti: per questo si chiama meccanica quantistica, perch gli stati degli
elettroni sono quantizzati, cio possono assumere solo certi valori. In altre parole, l'elettrone pu avere
solo un certo numero finito di stati; per il principio di esclusione di Pauli, inoltre, due elettroni non
possono avere lo stesso stato.
Ora proviamo a mettere insieme queste informazioni per capire che cosa mantiene in equilibrio
una stella come il Sole quando muore. Collassando, la materia diventa densissima: pensate che solo un
cucchiaino arriva a pesare 500 kg. A questo punto, il plasma di cui  composta assume una forma
particolare, "ordinata": gli elettroni riempiono tutti gli stati disponibili fino a un certo livello di energia.
Immaginiamo un cinema: la gente si disporr nelle sedie a caso e, qua e l, ci saranno alcune sedie
vuote.  una buona approssimazione dello stato della materia con cui abbiamo a che fare tutti i giorni.
Ora immaginiamo che una forza esterna spinga il pubblico ad avanzare: a quel punto inizier a disporsi
ordinatamente, riempiendo tutti i posti disponibili, da quelli pi vicini allo schermo a quelli pi lontani,
senza lasciare spazi vuoti. Questi sono gli elettroni degeneri. Entro certi limiti di massa, la "resistenza"
di questi elettroni a essere spinti ancora pi vicino ai nuclei fa da contrappeso alla forza di gravit.
Contemporaneamente, i nuclei si impacchettano il pi vicino possibile gli uni agli altri. Ed ecco a voi,
signori e signore, una nana bianca:  il modo in cui il Sole morir tra circa cinque miliardi di anni.
Le nane bianche sono oggetti piccoli e densissimi: molte di esse hanno dimensioni paragonabili
a quelle della Terra, ma masse paragonabili a quella del Sole. Poich non c' pi alcuna reazione
termonucleare a tenerle accese, il loro destino  una lenta agonia: andranno raffreddandosi pian piano,
sempre di pi, fino a quando non cesseranno di emettere luce e noi non saremo pi in grado di vederle.
Le nane bianche hanno una posizione specifica nel diagramma colore-magnitudine: nel disegno 1 si
trovano nella lunga sequenza di raffreddamento parallela alla sequenza principale, ma spostata verso
sinistra. L'immagine  tratta da uno studio di Luigi Pulone, consulente scientifico in questo libro e uno
dei miei referenti durante il mio lavoro di tesi.
[fonte: "The Astrophysical Journal", 621:L117L120, 2005 March 10,
The discovery of more than 2000 white dwarfs in the globular cluster ? centauri]
Disegno 1. Diagramma colore-magnitudine che mostra la posizione specifica delle nane
bianche.
Il Sole diventer una nana bianca quando avr finito di bruciare l'elio in carbonio e ossigeno.
Alla fine sar una palla incredibilmente compressa, composta per lo pi di carbonio. E in cosa si
trasformi il carbonio quando viene sottoposto ad altissime pressioni  ben noto a chiunque sia entrato in
una gioielleria: un diamante. Le nane bianche nate da stelle di dimensioni simili al Sole, alla fine del
raffreddamento, contengono nel nucleo diamanti giganteschi. Chiss se la De Beers ha in progetto
spedizioni da quelle parti
Prima di collassare, comunque, una stella del genere va incontro a processi che generano perdita
di materia. Ricordiamo che in una fase precedente, quella di gigante rossa, la stella si  gi espansa,
diventando pi rarefatta. Per esempio, si calcola che una stella delle dimensioni del Sole potrebbe
perdere dal 30 al 40% della propria massa. Durante le fasi finali della sua vita, gli strati esterni vengono
espulsi nello spazio, creando quelle meravigliose strutture che sono le nebulose planetarie. Il nome, mi
rendo conto,  fuorviante, ma lo  per un motivo. Quando Charles Messier, cui si deve un famosissimo
catalogo di oggetti astronomici, osserv la prima nel 1764, gli astronomi credettero che quelle immani
nubi di materia fossero le nebulose dalle quali hanno origine i pianeti. In altre parole, erano convinti di
guardare l'inizio della storia, non la fine. Fine o non fine, si tratta di oggetti splendidi: ne potete vedere
due, magnifiche, nell'inserto fotografico (immagini 17 e 18).
La supernova del 1054 che abbiamo virtualmente osservato all'inizio del capitolo non ha dato
origine a una nana bianca. La formazione delle nane bianche, del resto, non  un processo granch
traumatico.
La storia cambia se consideriamo stelle di massa superiore a quella del Sole: la loro morte 
molto pi spettacolare, e d vita ad alcuni degli oggetti pi strani che si possano incontrare
nell'universo.
Come abbiamo gi visto, stelle con grandi masse sono in grado di innescare bruciamenti
successivi a quello dell'elio in carbonio e ossigeno, fino ad arrivare alla produzione del ferro. A questo
punto, trattandosi di una reazione endoenergetica, sono costrette a fermarsi. Ci troviamo, insomma, in
una situazione molto simile a quella del Sole dopo l'esaurimento dell'elio, solo che questa volta le
masse in gioco sono molto pi elevate, e gli eventi assai pi catastrofici.
Giunta a questa fase della sua evoluzione, la stella  una specie di cipolla gigantesca formata da
vari strati concentrici, ciascuno dei quali contiene i prodotti delle reazioni termonucleari che si sono
svolte al suo interno. Allo spegnimento delle reazioni termonucleari, proprio come nel caso di una
stella di massa comparabile a quella del Sole, la stella inizia il collasso, che per sar estremamente pi
catastrofico. Gli strati esterni cadono letteralmente sul nucleo centrale, comprimendolo a pressioni
incredibili, per poi rimbalzare verso l'esterno, dando origine a una delle pi violente esplosioni che si
possano osservare nell'universo. Il risultato  una supernova.  proprio il caso della stella del 1054.
Pensate di che razza di esplosioni si tratta: nell'inserto fotografico (immagine 19) trovate SN2002cv,
una supernova scoperta all'osservatorio di Campo Imperatore quando ero ancora studentessa. In alto
vedete la supernova evidenziata all'interno della galassia ospite, in basso la stessa galassia prima
dell'esplosione. Si tratta di un oggetto la cui luminosit  paragonabile a quella della galassia ospite!
L'esplosione di una supernova, poi, genera una quantit straordinaria di prodotti, in particolare tutti gli
elementi chimici pi pesanti del ferro. Le energie necessarie per sintetizzarli possono essere sviluppate
solo nel contesto di fenomeni cos violenti e, considerando che nei nostri corpi ci sono anche questi
elementi, la famosa canzone che ci professava figli delle stelle non era solo un motivo orecchiabile, ma
anche una verit scientifica. L'esplosione, poi, genera una grande quantit di radiazioni, soprattutto
nelle frequenze gamma e X, che come sappiamo sono assai dannose per la vita. Una teoria ipotizza che
l'estinzione dei dinosauri non sia avvenuta a causa di un grosso meteorite, bens di una supernova,
esplosa cos vicino alla Terra da investirci con un flusso di raggi gamma. S, pu succedere anche in
futuro. Si stima per che dovrebbe accadere a meno di 50 anni luce di distanza da noi e, attualmente,
non ci sono potenziali supernovae cos vicine. Se per ipotizziamo che il fascio sia collimato e diretto
verso di noi, come una specie di potentissimo faro, potrebbero essere pericolose anche supernovae
situate entro gli 8000 anni luce di distanza. Certo, ci vorrebbe un bel cumulo di sfortune, ma in effetti
una stella che forse soddisfa questi requisiti c': si tratta di WR 104, che fa parte di un sistema binario e
il cui disco di accrescimento sembra perpendicolare alla linea di vista. Se questa stella diventasse una
supernova, sarebbe in grado di produrre un lampo gamma che potrebbe essere indirizzato verso Terra.
Un bel po' di condizionali, come vedete. S, perch in queste ipotesi non c' nulla di certo: n la
produzione del "raggio gamma della morte", per citare un po' di fantascienza anni Sessanta, n che il
lampo sia effettivamente orientato verso la Terra. Insomma, non  il caso di stare troppo a
preoccuparsi, e se ve lo dice un'ansiosa come me
Le supernovae lasciano quasi sempre una traccia: si tratta di splendide nebulose che, come
abbiamo visto, possono diventare culle per nuove stelle. Per esempio, SN1054, la supernova di cui
abbiamo parlato all'inizio del capitolo, si  lasciata dietro la nebulosa del Granchio (immagine 20
dell'inserto fotografico). Alcune supernovae si disintegrano completamente nell'esplosione, lasciandosi
dietro soltanto le nebulose. E qui la domanda sorge spontanea: perch, altrimenti che altro si lasciano
dietro? La risposta dipende dalla massa iniziale della stella: una stella di neutroni o un buco nero.
Cominciamo dalla prima.
Durante l'esplosione, come abbiamo visto, gli strati esterni della stella cadono sul nucleo
comprimendolo. In queste condizioni non c' pressione degenere che tenga: gli elettroni vengono
letteralmente schiacciati sui nuclei, e qui si fondono coi protoni formando i neutroni, da cui il nome
stella di neutroni. A evitare ulteriori collassi ci pensa il principio di esclusione di Pauli: dato che due
neutroni non possono stare nello stesso stato, entro un certo valore di pressione la stella sar in
equilibrio. Ma stiamo parlando di oggetti estremi, dotati di una densit inimmaginabile: un cucchiaino
di stella di neutroni pesa 2975 miliardi di kg, una quantit difficile persino da concepire. Si tratta di
oggetti davvero piccolissimi, con un raggio di qualche decina di chilometri, eppure sono caldissimi, e
ruotano rapidissimamente sul loro asse, per il principio di conservazione del momento angolare. In
genere questa legge fisica viene spiegata con l'esempio della ballerina, ma io preferisco parlare di
Margherita Hack. Quando ero bambina, la vidi ospite in una trasmissione di Piero Angela: sal su una
sedia girevole con un peso in ogni mano, poi allarg le braccia e inizi a ruotare su se stessa. Non
appena strinse le braccia, la sua velocit di rotazione aument senza bisogno che facesse altro. Rischi
perfino di cadere, ma mi sembra ancora di vedere la sua faccia: sembrava una bambina, felicissima di
spiegare e sperimentare un principio della fisica piuttosto semplice ma di grande effetto.  stata una
delle prime volte in cui ho capito che la fisica  soprattutto questo: tanta meraviglia con un pizzico di
divertimento. Ma torniamo al nostro esempio. Una stella di neutroni ruota cos rapidamente sul suo
asse proprio per lo stesso motivo, cio perch si  contratta. La rotazione pu ripetersi svariate decine
di volte al secondo, come avviene con quella che si trova al centro della nebulosa del Granchio, ma
esistono anche le millisecond pulsar, che compiono perfino pi di mille rotazioni al secondo: una cosa
incredibile se si considera che, teoricamente, una stella di neutroni dovrebbe disintegrarsi se girasse pi
velocemente di 1500 volte al secondo.
Il primo a predire l'esistenza delle stelle di neutroni, calcolando il limite di massa oltre il quale
la pressione degenere degli elettroni non  in grado di contrastare il collasso gravitazionale, fu un
astrofisico indiano, Subrahmanyan Chandrasekhar, per gli amici Chandra (davvero, non sto
scherzando). Curiosamente, fra l'altro, in sanscrito Chandra  il nome della personificazione della
Luna.
In onore del fisico esiste perfino un satellite che studia le alte energie: Chandra, appunto;
anch'io, nel mio piccolo, ho chiamato cos uno dei personaggi dei miei libri. Leggenda vuole che
Chandrasekhar abbia effettuato il calcolo dell'omonimo limite durante un lungo viaggio in nave
dall'India all'Inghilterra, dove si stava recando per seguire dei corsi a Cambridge. Era il 1930. Chandra
aveva vent'anni e il viaggio, a quanto pare, lo annoiava mortalmente. Per il suo lavoro avrebbe ottenuto
il premio Nobel.
Spesso le stelle di neutroni hanno attorno a loro un disco di accrescimento. Potete vederlo anche
voi nell'immagine 21 dell'inserto centrale, una foto nei raggi X della nebulosa del Granchio. In questa
splendida immagine si distinguono chiaramente il disco di materia che sta cadendo sulla stella e due
potenti getti che fuoriescono da essa in corrispondenza dei poli. Le stelle di neutroni, infatti, hanno
campi magnetici fortissimi, che fanno s che le particelle cariche vengano espulse principalmente dai
poli. Per tentare un'analogia, potremmo dire che le stelle di neutroni sono come fari piccolissimi e
potentissimi che girano su stessi ed emettono radiazioni attraverso due fasci collimati: principalmente
raggi X e gamma, ma anche onde radio. Per questo si chiamano anche pulsar o, in origine, sorgenti
radio pulsanti. La storia della scoperta delle pulsar  molto istruttiva, perch ci mostra che dal sessismo
purtroppo non sono immuni nemmeno gli ambienti scientifici.
La prima emissione pulsata, nelle onde radio, fu scoperta nel 1967 da Jocelyn Bell Burnell,
un'astrofisica britannica che all'epoca stava ultimando il suo dottorato. Durante l'ascolto di una
registrazione di fondo sul cielo con un radiotelescopio, un telescopio sensibile alle onde radio, Bell
capt un segnale che si ripeteva con una regolarit straordinaria. La cosa le parve cos strana che per
scherzo indic il segnale con l'acronimo LGM, Little Green Men, come se si trattasse di un segnale di
vita intelligente. Solo pi tardi si riusc ad attribuire correttamente quel segnale a una stella di neutroni.
Si trattava di una scoperta da premio Nobel. Sfortunatamente il Nobel non and a Bell, ma al suo
relatore di tesi, Anthony Hewish, e a Martin Ryle, altro membro del suo gruppo di ricerca. Il problema
era che all'epoca Bell era solo una dottoranda e, direbbe qualcuno, una donna. Fortunatamente,
comunque, avrebbe ricevuto molti altri riconoscimenti nella sua carriera.
In realt, l'universo ospita oggetti pi estremi perfino delle stelle di neutroni. Quando ci che
rimane di una stella ha una massa superiore a 1,5-3,0 M?, neppure la pressione degenere dei neutroni
riesce a contrastare il collasso gravitazionale. In quei casi, la teoria prevede che la massa rimanente
dopo l'esplosione della supernova collassi tutta in un punto. E per punto non intendo un oggetto
piccolo o un'area limitata, ma proprio il punto geometrico, quello privo di dimensioni. Sembra una
cosa assurda, me ne rendo conto, ma  cos. Il miracolo della fisica  proprio questo, che ci permette di
capire che noi viviamo nell'eccezione alla regola: i fenomeni con cui abbiamo a che fare tutti i giorni
sono solo un'approssimazione di leggi pi ampie (la meccanica classica, per esempio, va bene fino a un
certo punto, dopo di che subentra per forza la relativit). E queste leggi, in genere, sono sempre piene
di implicazioni che a noi umani appaiono assurde e divertenti.
Ma torniamo al nostro punto.  possibile che il collasso venga fermato da qualche effetto che ci
 ancora sconosciuto. La cosa, comunque, non cambierebbe la natura dei buchi neri, il cui nome,
coniato dal fisico statunitense John Archibald Wheeler, non  stato scelto a caso: si tratta infatti di
oggetti cos densi da inghiottire persino la luce.
Per capire meglio il concetto, occorre tornare al nostro amico Einstein e alla sua teoria della
relativit generale, un modo diverso e pi aderente alle evidenze sperimentali di formulare la legge di
gravitazione universale. Ancora una volta, il parametro chiave  la massa: secondo la relativit, la
massa  in grado di curvare lo spazio-tempo. A questo punto, in genere, torna utile ricorrere a
Flatlandia. Qualcuno ne avr gi sentito parlare. Si tratta di un mondo inventato dallo scrittore Edwin
Abbott Abbott nell'omonimo libro: un mondo a due dimensioni, una specie di foglio di carta. Proviamo
a catapultarci in quel mondo, o meglio, in quel foglio. Non so per voi, ma per me  una cosa positiva,
sembrerei sicuramente pi magra. Se volessi andare da un punto A a un punto B, la via pi breve
sarebbe la linea retta che congiunge i due punti, come vediamo nel disegno 2, figura (a). Ora
immaginiamo che il foglio sia elastico e mettiamoci sopra una pallina da tennis. Il risultato  che
Flatlandia si deformer, creando una sorta di imbuto. A questo punto, la via pi breve per andare da A a
B non sar pi una retta, ma una linea curva (b). Estendendo lo stesso concetto al nostro spazio
quadridimensionale, abbiamo la teoria della relativit generale. I pianeti girano intorno al Sole perch il
Sole curva lo spazio: sono costretti a girare perch sono vincolati allo spazio, a sua volta curvato dalla
massa della nostra stella.
Disegno 2. Rappresentazione grafica della teoria della relativit di Einstein.
Ok, direte voi, ma, che la spieghiamo con Newton o con Einstein, il risultato non cambia: i
pianeti girano intorno al Sole. Invece no. Ci sono effetti (come la precessione del perielio di Mercurio,
di cui abbiamo parlato nel capitolo 2) che possono essere spiegati solo con la teoria della relativit. E
poi abbiamo anche alcune favolose conferme sperimentali, come potete vedere nell'immagine 22
dell'inserto fotografico. Gli "sbaffi" che si vedono non sono riflessi che compaiono sulla lente o
"errori" della fotografia: sono l'immagine deformata dalla gravit di galassie che si trovano dietro
quelle pi luminose. Lo spazio, curvato dall'enorme massa dell'ammasso di galassie in primo piano,
agisce da lente, curvando i fotoni che si sprigionano dagli oggetti che stanno dietro: sono le cosiddette
lenti gravitazionali. Il disegno 3 chiarisce meglio il processo.
Intorno al buco nero, la curvatura dello spazio  cos forte che i fotoni vengono inghiottiti e non
riescono pi a uscire. Un altro modo per dirlo  che la velocit di fuga, ossia la velocit minima iniziale
che un corpo deve avere per sfuggire all'attrazione gravitazionale di un altro,  pi grande della
velocit della luce.
Disegno 3. La posizione reale e quelle apparenti di una stella per effetto delle lenti
gravitazionali.
Qualsiasi cosa cada su un buco nero  persa per sempre. Fra l'altro, si tratta di un oggetto cos
denso da avere forze mareali straordinarie: se un uomo vi si avvicinasse oltre una certa distanza,
verrebbe "spaghettificato", ossia i suoi piedi sentirebbero una forza incredibilmente superiore a quella
subita dalla sua testa. S, vi ho appena distrutto la parte finale di Interstellar, ma non mi sento troppo in
colpa: non  un film che abbia granch amato. Per inciso, l'immagine di Gargantua, il grande buco nero
attorno al quale ruota il film,  una reale simulazione di come dovrebbe apparire un buco nero di quel
tipo.
Ma se un buco nero non emette luce, direte voi, come faccio a sapere che esiste, dato che non lo
vediamo? Tranquilli, esistono prove indirette. Spesso questi oggetti hanno intorno grossi dischi di
accrescimento, nei quali la materia spiraleggia a grandissima velocit. Esiste un limite prima del quale
questa materia  ancora in grado di far giungere fino a noi la propria emissione:  l'orizzonte degli
eventi. Tutto ci che si trova al di l di questo orizzonte, per quanto ne sappiamo,  perduto. Di
conseguenza, quel che vediamo  l'emissione dei dischi di accrescimento, che pu essere predetta con
buona approssimazione dai modelli. In questo modo sappiamo  pi o meno  che i buchi neri esistono.
Una prova ancora pi stupefacente la vedremo pi avanti, nel capitolo 9.
L'universo, insomma, non  solo un luogo soggetto a un perenne divenire, ma  anche un posto
strano e violento, pieno di oggetti che sfidano il nostro senso comune e persino le nostre conoscenze in
fatto di fisica. Tanto vale, allora, immergerci ancora pi a fondo in questo stranissimo zoo.
8
AT THE ZOO
Da qui in poi, il nostro diventa un viaggio nella stranezza. I pianeti intorno a noi rivelavano gi
peculiarit tali da farceli sembrare alieni, ma abbiamo visto che non sono niente, rispetto alle densit
incredibili di quei diamanti cosmici che chiamiamo nane bianche o alle straordinarie velocit di
rotazione delle stelle di neutroni, per non parlare poi dei buchi neri: in fin dei conti, non sappiamo
neppure esattamente di cosa siano fatti.
Ora ci addentreremo in questo zoo galattico in cerca di altri strani oggetti. Nello specifico, ci
concentreremo sui sistemi binari. Li abbiamo gi incontrati strada facendo, soprattutto quando abbiamo
parlato di pianeti e di stelle. Forse a prima vista non ci sono sembrati molto interessanti. Invece, in giro,
ce ne sono di davvero peculiari.
Sulle supernovae, per esempio, non ve l'ho raccontata tutta. Quello descritto nel capitolo 6 
soltanto un tipo: il cosiddetto core collapse, nel quale l'esplosione avviene in seguito al collasso
gravitazionale del nucleo della stella. Ma ce ne sono altre che possono formarsi in modi pi esotici, per
esempio le supernovae di tipo Ia. Si tratta di oggetti incredibilmente importanti per l'astronomia. Il
meccanismo di formazione  duplice, ma si parte sempre da un sistema binario: due nane bianche, o
una nana bianca affiancata a una gigante rossa, una stella piuttosto fredda, di classe spettrale M
(l'ultima, per intenderci), che si trova nella fase di bruciamento dell'idrogeno in elio in uno strato
esterno al nucleo. Nel primo caso, le due nane bianche spiraleggiano l'una verso l'altra fino a fondersi
e a generare un'immane esplosione che le induce a disintegrarsi. Immane perch, nel farlo, superano il
limite di Chandrasekhar, cio la massa oltre la quale una nana bianca, non pi sostenuta dalla pressione
degli elettroni degeneri, si trasforma in stella di neutroni. Il limite di questa massa  di 1,44 M?; se
viene superato dalla somma delle masse delle due nane bianche, al momento della fusione queste danno
luogo a un'esplosione di supernova. Nel secondo caso, invece, le due stelle si trovano piuttosto vicine:
l'atmosfera della gigante rossa finisce per inglobare la nana bianca, che  in grado di sottrarre materia
alla prima e di avvicinarsi a essa. La materia pian piano si accumula sulla sua superficie, aumentandone
la massa. Quando questa supera il limite di Chandrasekhar, si ha l'esplosione. Ma perch le supernovae
di tipo Ia sono cos importanti? Perch sono candele standard.
Pi volte, nel nostro viaggio, ci siamo scontrati con il problema delle distanze cosmiche. Lo
abbiamo gi detto: nel cielo  difficilissimo capire quanto sia distante un oggetto. Nel corso del tempo
gli astronomi hanno ideato vari sistemi per calcolare la distanza degli oggetti osservati, per esempio le
parallassi di cui abbiamo parlato nel capitolo 3. Queste, per, funzionano solo fino a un certo punto,
cio per oggetti che si trovano all'interno della nostra galassia, e neppure tutti Ma se volessimo
conoscere la distanza di qualcosa che sta al di fuori, per esempio di quella galassia che ha ospitato la
famosa supernova SN2002cv scoperta a Campo Imperatore quando ero solo una studentessa?  qui che
ci vengono in aiuto le supernovae di tipo Ia. Si  scoperto, infatti, che la loro luminosit assoluta
massima  all'incirca sempre uguale, perch le masse dei progenitori, gli oggetti che danno vita
all'esplosione, sono approssimativamente sempre le stesse. Per riconoscere una supernova di questo
tipo basta osservare la forma della sua curva di luce, ossia la quantit di luce che emette in funzione del
tempo e le particolari righe spettrali che produce; nel disegno 1 potete vedere una curva tipica. Una
volta individuata, visto che conosciamo gi la sua luminosit assoluta, ci baster fare la differenza con
la luminosit osservata per ricavare la distanza dell'oggetto. Le candele standard sono proprio questo,
oggetti che permettono di costruire una scala di distanze. Il grande vantaggio delle supernovae Ia  che
sono assai luminose, quindi facili da identificare e misurare, e che sono utilizzabili anche per oggetti
relativamente lontani: possiamo osservarle anche in galassie che distano miliardi di anni luce da noi.
Disegno 1. Curva di luce di una supernova Ia rispetto alle variabili tempo-luminosit.
Esiste anche la versione cheap di questo tipo di supernovae: i sistemi di nova, a me
particolarmente cari, visto che li ho sfruttati in uno dei miei libri, I regni di Nashira.  un esempio che
cito sempre, quando mi chiedono quanto conti l'astronomia nelle mie storie: incredibile a dirsi, la
scienza pu essere una straordinaria fonte di ispirazione anche per la narrativa. Alla faccia di chi la
vede come una cosa arida per gente senza fantasia
Un sistema di nova  costituito, in sostanza, da una nana bianca e una gigante rossa. Le due
stelle sono vicine, cos vicine che la nana  in grado di sottrarre materia alla gigante, come abbiamo
visto poco fa; questa materia si accumula sulla superficie della nana, scaldandosi sempre di pi, fino a
raggiungere le temperature necessarie a innescare il bruciamento dell'idrogeno. A quel punto avviene
una grossa esplosione, che rende la stella pi luminosa fino a mille miliardi di volte in pi rispetto a
prima. Alcuni di questi oggetti sono novae ricorrenti: in essi, l'esplosione avviene a intervalli pi o
meno regolari, in genere di qualche decina d'anni ciascuno. In realt c' il fondato sospetto che tutte le
novae siano ricorrenti; solo che i periodi di alcune sono cos lunghi che non siamo ancora in grado di
valutarne la periodicit.
Un sistema simile  quello formato da Mira, nella costellazione della Balena (Cetus, in latino), e
dalla sua compagna Mira B. La prima  una stella variabile piuttosto nota, conosciuta fin dall'antichit
e capostipite di un'intera classe di stelle variabili:  una stella in fase di doppio bruciamento di elio e
idrogeno; la sua compagna invece  una nana bianca, circondata da un disco di accrescimento di
materiale che viene sottratto alla stella principale. Se vi racconto tutto questo c' un motivo. Il sistema
di nova di cui parlo nei Regni di Nashira, infatti,  composto da due stelle che si chiamano Miraval e
Cetus. Il primo nome deriva da Mira, la divinit principale adorata su Nashira, il pianeta su cui 
ambientata la storia.  un inside joke di vecchia data fra me e i miei lettori, quello di dare nomi di stelle
ai miei personaggi o ad altri elementi della trama. Mira ovviamente si chiama cos per via della stella,
Cetus per la costellazione di appartenenza. La cosa strana  che, quando feci questa scelta, non sapevo
che esistesse una Mira B, n che Mira fosse un sistema simbiontico nel quale una stella "mangia"
l'altra. L'ho scoperto solo qualche tempo fa  s, lo confesso , dopo che un amico mi ha passato un
articolo al riguardo. Quel che si dice il destino
Un altro fenomeno strano che si pu osservare in cielo sono i gamma-ray bursts o lampi
gamma. Anche la storia della loro scoperta, in realt,  piuttosto interessante.
Nel 1967 si era in piena guerra fredda: gli USA e l'URSS si guardavano in cagnesco. Conoscere
l'attivit militare del nemico, specie rispetto a eventuali esperimenti nucleari, era di importanza vitale.
Per questo gli USA lanciarono una serie di satelliti chiamati Vela, che avevano lo scopo di individuare
le emissioni derivanti dall'esplosione di possibili ordigni nucleari sovietici. Appena lanciati, i satelliti
iniziarono a rilevare emissioni di raggi gamma un po' ovunque: si trattava di lampi improvvisi, intensi
e della durata di qualche secondo. A lasciare perplessi i militari americani era soprattutto il fatto che
questi lampi erano distribuiti uniformemente nel cielo. Non venivano dalla Terra, come ci si sarebbe
aspettati in caso di brillamento di ordigni nucleari della parte avversaria, e nemmeno dalla faccia
nascosta della Luna, come pens qualcuno con uno spiccato talento per la fiction, convinto che l'URSS
avesse davvero potuto stabilirvi una base militare segreta. No, venivano dal cosmo.
La scoperta fu tenuta nascosta fino al 1973 in virt del segreto militare, e all'esercito ci vollero
sei anni per capire che quei lampi gamma non avevano nulla a che fare con i sovietici e con la guerra.
Quando le informazioni furono rese finalmente note, inizi la lunga ricerca per scoprire cosa potesse
effettivamente produrre lampi cos violenti e cos uniformemente distribuiti su tutto il cielo.
Il primo problema era capire dove avessero origine: nella nostra galassia? O forse fuori? Il fatto
che fossero distribuiti uniformemente lasciava supporre che si trattasse di eventi extragalattici. La
nostra, infatti,  una galassia a spirale con una forma a disco. Dall'interno la vediamo come una lunga
striscia lattescente che taglia in due il cielo, la Via lattea. Se i lampi gamma fossero provenuti dalla
nostra galassia, era lecito aspettarsi che si concentrassero maggiormente lungo il piano galattico, ma
cos non era. In altre parole, disponevamo di un indizio che si trattava di eventi originatisi al di fuori
della nostra galassia. Un indizio suggestivo, certo, ma pur sempre un indizio. La prova certa si ebbe
solo nel 1997, quando fu lanciato in orbita Beppo-SAX, un satellite italo-olandese molto famoso che
doveva il suo nome a un importante fisico italiano, Giuseppe Occhialini, detto Beppo.
Il satellite fu in grado di rivelare il primo afterglow di un gamma-ray burst, ovvero l'emissione
residua nella banda X che segue il pi intenso lampo gamma. Grazie a questa emissione, i telescopi a
terra furono in grado di trovare anche la controparte ottica del lampo; nonostante il nome, infatti, i
gamma-ray burst emettono anche in altre bande. Come si scopr, la controparte ottica si trovava
all'interno di una galassia distante 8,1 miliardi di anni luce, il che permise di stabilire definitivamente
che i lampi gamma provengono da sorgenti extragalattiche piuttosto lontane.
Restava ancora aperta la questione di cosa fossero effettivamente quei lampi. Si parlava di
eventi incredibilmente energetici, considerate le distanze in gioco, ma non era facile capire da cosa
fossero causati. In realt, una risposta definitiva ancora non c', ma esistono svariati modelli che
sembrano funzionare piuttosto bene e permettono di predire la formazione di due tipi di gamma-ray
burst: quelli brevi, pi energetici, e quelli pi lunghi e meno energetici.
Per quanto riguarda i secondi, ci troviamo di fronte a una vecchia conoscenza: le stelle massicce
alla fine della loro esistenza. Abbiamo gi visto che questi oggetti, giunti alla fine del loro percorso,
vanno incontro a un'esplosione di supernova che pu lasciarsi dietro una stella di neutroni o un buco
nero. Ebbene, sotto particolari condizioni queste stelle possono diventare delle collapsar e dare origine
ai gamma-ray burst. La prima condizione  che la massa sia molto elevata, anche 40 M?; la seconda 
che la stella ruoti rapidamente su se stessa. Vediamo meglio che cosa succede, e perch queste
supernovae sono incredibilmente pi violente di quelle classiche.
L'inizio della storia  sempre lo stesso: la stella  arrivata alla produzione del ferro, e il
bruciamento del ferro, come abbiamo visto,  una reazione endoenergetica. In altre parole, richiedendo
pi energia di quanta non ne produca, inizia il collasso; questo non avviene in tutta la stella, ma solo
nel suo nucleo. Quest'ultimo si trasforma in un buco nero, mentre gli strati esterni della stella
collassano verso quel densissimo oggetto centrale. Per via della rapida rotazione iniziale della stella, gli
strati esterni vanno a formare un disco di accrescimento. A questo punto, la materia che cade sul buco
nero centrale forma due grossi getti polari, all'interno dei quali la materia raggiunge velocit
elevatissime, pari a 0,99 volte la velocit della luce. In queste condizioni si generano i cosiddetti shock
relativistici, gigantesche onde d'urto che si propagano a velocit prossime a quelle della luce: un
fenomeno non dissimile, ma di proporzioni incredibilmente maggiori, da quello a cui assistiamo
quando esplode una bomba. L'onda d'urto si propaga attraverso ci che resta degli strati esterni,
avendo la stella "soffiato via", nel corso della sua breve esistenza, gran parte della sua massa. A quel
punto, una volta che lo shock ha raggiunto la superficie stellare, esplode in tutta la sua potenza,
emettendo principalmente nei raggi gamma. Eccovi servito, cari lettori, un gamma-ray burst a lunga
durata.
Si tratta, come dicevo, di eventi che avvengono a grandissima distanza dalla Terra. Viaggiando
a velocit finita, la luce impiega del tempo per arrivare fino a noi.  per questo che, nell'universo,
guardare lontano significa anche guardare pi indietro nel tempo. Il cosmo, insomma, ha la macchina
del tempo incorporata:  un altro di quei miracoli della fisica che sembrano fatti apposta per aiutarci a
capire meglio come funziona l'universo. Tornando ai gamma-ray burst, comunque, il pi vicino che
conosciamo  avvenuto a quasi 12 milioni di anni luce di distanza da noi, il pi lontano a pi di 13
miliardi di anni luce.  un'et paragonabile a quella dell'universo. L'universo primordiale, insomma,
era un posto piuttosto violento.
Quanto a noi umani, c' chi sostiene che alcune delle grandi estinzioni di massa avvenute sulla
Terra sarebbero state causate da un gamma-ray burst troppo vicino. Il nostro pianeta finora ne ha viste
cinque, ma gli ansiosi di tutto il mondo possono stare tranquilli: si tratta solo di una teoria, e al
momento non sembrano esserci nei paraggi progenitori capaci di dar vita a gamma-ray burst. Certo, ci
sarebbe la famosa WR104 di cui abbiamo parlato nel capitolo 7, che stando ad alcune ipotesi potrebbe
addirittura originare un lampo gamma, ma sappiamo gi che perch ci avvenga dovrebbero verificarsi
parecchie condizioni sfavorevoli. La vita di tutti giorni, in realt,  pi piena di rischi e di insidie
Ora sapete pi o meno tutto dei gamma-ray burst lunghi. E quelli brevi? Tra i vari modelli usati
per spiegarli, quello che va per la maggiore  forse ancora pi affascinante di tutto ci che abbiamo
visto finora. L'idea, in sostanza,  che questi burst siano causati dalla fusione di due stelle di neutroni, o
dalla distruzione di una stella di neutroni da parte di un buco nero. Ebbene s: nello zoo cosmico
esistono anche sistemi binari composti da due stelle di neutroni o da un buco nero e una stella di
neutroni!
Le cose dovrebbero andare all'incirca cos: i due oggetti si avvicinano progressivamente per
irraggiamento di energia gravitazionale. A un certo punto, saranno cos vicini da cadere l'uno sull'altro.
Nel caso di due stelle di neutroni, gli oggetti verranno letteralmente squarciati dalle forze mareali,
particolarmente intense per corpi molto densi, prima di produrre un buco nero, generando nel processo
straordinari quantitativi di energia. Nel caso di un buco nero, sar solo la stella di neutroni a fare una
brutta fine. Indipendentemente dai corpi coinvolti, comunque, il modello prevede che tutto il processo
avvenga nel giro di pochi secondi. Ecco perch questi burst sono di breve durata. Ma i sistemi di cui
stiamo parlando sono importanti anche per un'altra ragione.
Un fantasma si aggira per il cosmo da quasi settant'anni. Tutti sono pronti a giurare che esista,
ma nessuno lo ha mai visto. Si tratta delle onde gravitazionali. Che cosa sia un'onda, pi o meno,
l'abbiamo capito quando abbiamo parlato della luce. Un'onda gravitazionale non  diversa: solo, non
sar una perturbazione del campo elettromagnetico ma, come dice anche il nome, di un campo
gravitazionale.
Per chiarirci le idee  meglio ripartire da zero e guardare il mare, la pi romantica e immediata
sorgente di onde a nostra disposizione. L'onda del mare  una perturbazione della superficie dell'acqua,
nel senso che si propaga senza che ci sia un reale spostamento di materia.  il movimento a propagarsi,
non le particelle d'acqua a venire in avanti. Queste, infatti, oscillano intorno a una posizione di
equilibrio, e, al netto del movimento che compiono quando vengono investite dall'onda, non si
spostano.
Le onde elettromagnetiche sono qualcosa di simile, solo che a perturbarsi non  l'acqua, ma il
campo elettromagnetico. Le onde gravitazionali, invece, sono increspature dello spazio-tempo, ossia
perturbazioni del campo gravitazionale. A questo punto pu essere utile tornare a Flatlandia. In uno
spazio bidimensionale, le onde gravitazionali saranno le increspature sulla superficie del tessuto
elastico. Nel nostro universo queste sono impossibili da visualizzare mentalmente, perch viviamo in
uno spazio quadrimensionale, formato dalle tre dimensioni spaziali pi la quarta, il tempo. Il
meccanismo per  esattamente lo stesso.
L'esistenza delle onde gravitazionali, fra l'altro,  prevista dalla relativit generale. Questo non
ne fa un totem sacro (nulla lo , nella scienza), ma fra tutte le teorie elaborate dall'uomo, quella della
relativit generale  una delle meglio testate e dotate di maggiore capacit predittiva: prima di bollare le
onde gravitazionali come inesistenti, insomma, ci si pensa due volte. Ma perch c' questo dubbio?
Perch  dagli anni Cinquanta che le cerchiamo e, nonostante tutti i nostri sforzi, non siamo mai riusciti
a osservarle. Qui dobbiamo aprire una bella parentesi.
Anche se move il Sole e l'altre stelle, la forza di gravit, tra tutte le forze fondamentali,  la
pi debole. Per questa ragione, si prevede che le onde gravitazionali siano incredibilmente deboli. Non
 possibile riprodurle in laboratorio, ma solo sperare di captarne, attraverso speciali antenne, qualcuna
generatasi nel cosmo. Tra i fenomeni che dovrebbero produrre picchi di onde gravitazionali c' proprio
la fusione di due stelle di neutroni. Nel corso degli anni, quindi, sono state prodotte antenne via via pi
sensibili. Una di queste, che ho visto di persona durante il mio corso di dottorato, si trova a Frascati, nei
laboratori dell'Istituto nazionale di fisica nucleare, e si chiama Nautilus. Ricordo che il nostro
professore di Fisica 2, il corso in cui ai miei tempi si studiavano l'elettromagnetismo e la
termodinamica, ci raccontava che il Nautilus sollevava grande eccitazione: a volte sembrava aver
captato qualcosa, ma poi si scopriva che era soltanto un terremoto da qualche parte nel mondo. Perch
il problema, con le onde gravitazionali,  questo: le sorgenti di rumore, segnali che non hanno nulla a
che fare con quello cercato e che, anzi, disturbano la misurazione, sono infinite, e il segnale da rivelare
terribilmente minuscolo. In un certo senso, la storia della ricerca delle onde gravitazionali  la storia
della produzione di strumenti di misura sempre pi accurati e capaci di livelli di precisione impensabili
per qualsiasi altra branca della scienza. Nautilus, in effetti,  in grado di misurare variazioni di
lunghezza dell'ordine di 10-18 m. Occorrono accorgimenti tecnici straordinari per riuscire a misurare
grandezze cos piccole, se mi passate il gioco di parole.
Eppure, finora, nessuno ha mai visto nulla. All'epoca del mio dottorato era in piedi il progetto
LISA, che fra l'altro fu al centro del mio esame al corso di Onde gravitazionali, uno dei miei preferiti.
Si trattava di un'antenna gigantesca posizionata nello spazio, costituita da tre fasci laser della
lunghezza di 5 milioni di km ciascuno e disposti a formare un triangolo. Per darvi un'idea, gi riuscire
a produrre un fascio collimato di quelle dimensioni  un'impresa quasi fantascientifica. Il concetto alla
base  questo: il passaggio di un'onda gravitazionale "stirer" uno dei bracci e, dunque, cambier anche
la figura di diffrazione che si produce nel punto di intersezione dei fasci laser, ossia le "punte" del
triangolo. Ovviamente, pi lunghi sono i bracci, pi facile sar la rivelazione del segnale. Il progetto
era frutto di una collaborazione NASA-ESA, l'Agenzia spaziale europea, ma nel 2011 la NASA ha
abbandonato per problemi di fondi; anche all'estero, in effetti, i soldi per la ricerca non abbondano.
L'ESA  andata avanti, producendo eLISA, dotato di bracci lunghi 1 milione di km. Il pathfinder di
eLISA, una versione in miniatura del modello principale e di portata ridotta, verr lanciato a settembre
del 2015. Quanto a eLISA, sar in grado di misurare lunghezze dell'ordine di circa 10-20 m e voler nel
2034.
Nel frattempo, comunque, l'Italia non sta a guardare. Alla faccia di chi pensa che siamo sempre
l'ultima ruota del carro, dovete sapere che a Cascina, in Toscana, c' VIRGO, un'antenna sotterranea
per la rivelazione delle onde gravitazionali.  operativa dal 2007, ma di recente  stata sottoposta a una
serie di modifiche per aumentarne la sensibilit. Nel settembre del 2015 inizier a raccogliere dati e
lavorer in tandem con un'altra antenna statunitense, LIGO. Lo scopo  quello di aumentare il numero
di sorgenti rivelate per anno (si prevedono fino a tre rivelazioni) e di permetterne al tempo stesso la
localizzazione nel cielo con un sistema di triangolazione.  prevista inoltre la ricerca delle controparti
ottiche in cielo, un lavoro nel quale  coinvolto anche mio marito.A tal proposito, negli ultimi giorni di
settembre 2015  iniziata a circolare una voce che, se confermata, avrebbe del clamoroso: sembra che
LIGO, poco dopo la riaccensione, abbia rivelato un segnale promettente. La notizia  arrivata fino alle
pagine di "Nature", una delle pi importanti riviste scientifiche del mondo, ma non ha ancora ricevuto
conferma. In effetti, a volte in LIGO vengono iniettati segnali fasulli, all'insaputa dei ricercatori; in tal
modo si testa la catena che, dalla rivelazione del segnale, passa per la ricerca delle controparti e infine
per la conferma della veridicit della rivelazione. Potrebbe trattarsi di questo. In ogni caso, dovremmo
scoprirlo tra qualche mese. Se confermata, si tratterebbe di una scoperta da premio Nobel, e capace di
aprire la strada a una nuova branca dell'astronomia: quella che studia le sorgenti nelle onde
gravitazionali.
In ogni caso, per ora dobbiamo essere cauti, e dire che ancora non c' stata una rivelazione
confermata di onde gravitazionali: se nei prossimi decenni non saremo ancora in grado di vedere
niente, dovremo iniziarci a porre serie domande sul nostro modo di interpretare il cosmo.
Non sarebbe la prima volta che qualcosa non torna: attualmente, il pi grande problema 
l'incapacit di trovare una teoria soddisfacente capace di mettere assieme la meccanica quantistica e la
relativit generale. In genere, comunque, il fatto che qualcosa non torni sta a indicare che siamo vicini a
qualche scoperta clamorosa. Staremo a vedere.
Rivelare le onde gravitazionali significherebbe aprire un campo dell'astronomia assolutamente
nuovo. Questo porterebbe alla nascita di osservatori gravitazionali e a chiss quante scoperte nuove e
straordinarie. Per ora  soltanto un sogno, ma chiss Sogni a parte, la ricerca delle onde
gravitazionali mi ha sempre affascinata. Se ci pensate, si tratta di un'impresa titanica. Passare anni
interi a studiare qualcosa che continua a sfuggirci, produrre strumenti sempre pi sofisticati, cos
precisi da sfidare i limiti della tecnologia, e nel frattempo restare l, in attesa di qualcosa che sembra
non arrivare mai Una specie di Deserto dei Tartari scientifico. Se vogliamo, anche una metafora
della vita, che trascorriamo in buona parte cos, in attesa di qualcosa che sembra non giungere mai:
qualcosa che ci permetta di dirimere il mistero della nostra esistenza e, anche, di questo cosmo
straordinario nel quale abbiamo la ventura di vivere.
9
L DOVE NESSUNO  MAI GIUNTO PRIMA
Per vedere la Via lattea ho dovuto aspettare di avere quindici anni. Ho sempre vissuto a Roma,
la maggior parte del tempo in estrema periferia, e il cielo per me  sempre stato un tappeto giallognolo,
punteggiato al massimo di un centinaio di stelle.  per questo che, pur non essendo mai stata
un'astrofila praticante, tutto sommato riesco a orientarmi nel cielo: ne sarebbero capaci tutti, con quelle
quattro costellazioni in croce che si vedevano da casa mia.
D'estate per andavo al paese di mia madre, una piccola cittadina sui monti del Sannio. Da
bambina mi annoiavo mortalmente, ma con l'adolescenza imparai ad apprezzare i vantaggi del piccolo
borgo: pi libert, e anche pi curiosit da parte degli altri; ero "quella che viene da Roma", quindi pi
interessante a prescindere. Cos, l'estate dei miei quindici anni, mi feci un po' di amici e andai in giro
con loro.
A un paio di chilometri dal paese c'era quel posto, una specie di pub con piscina dove noi
ragazzini ogni tanto andavamo in cerca di una serata diversa. Ricordo che una volta uscii e mi sedetti
sul muretto, accanto alla piscina. Alzai gli occhi quasi per caso, e fu allora che la vidi. Non dovetti
neppure abituare troppo gli occhi all'oscurit. Era l, evidentissima, e mi stup, nonostante sapessi che
esisteva: un percorso lattiginoso che tagliava a met il cielo notturno, molto pi buio di quello a cui ero
abituata io. A guardare bene, si capiva che era intessuto di miriadi di stelle, molte pi di quante potessi
immaginare. Era la Via lattea, la visione che abbiamo della nostra galassia noi che ci viviamo dentro.
Una strada candida che i greci interpretavano come il latte di Era, la moglie di Zeus, e che gli egizi e i
popoli asiatici consideravano un fiume celeste. Rimasi affascinata, ma anche stupefatta. L'avevo vista
in moltissime foto, ma ora che splendeva sulla mia testa mi sembrava una cosa completamente diversa:
pi vera, pi concreta.
Qualche anno pi tardi, ebbi il mio secondo incontro con le galassie. Fu con il mio futuro
marito, sul tetto di casa sua. Era una gelida notte d'inverno e ci stavamo congelando le mani sul suo
telescopio, un rifrattore piuttosto amatoriale che per ci aveva concesso qualche sorpresa. Quella notte,
con grandissima difficolt, riuscimmo a puntare Andromeda. Non era che un puntino luminoso con un
alone intorno, ma era un'altra galassia, un posto distante da noi un paio di milioni di anni luce, una
quantit che faticavo perfino a immaginare. La rividi a occhio nudo a Campo Imperatore, la fatidica
notte in cui scoprimmo il NEO.
Le galassie sono tra gli oggetti pi belli del cielo. Rispetto a tante altre branche della fisica, in
effetti, l'astronomia ha questo vantaggio: si appoggia a immagini di splendente bellezza. Per questo 
pi facile parlarne ai profani. E molta di questa bellezza viene dalle galassie. Potete giudicarlo anche
voi dalla splendida carrellata che compare nell'inserto fotografico, immagini 23-26. Dire che cosa
sono le galassie  piuttosto facile: insiemi di stelle, gas e polveri legati fra loro gravitazionalmente. Il
nome viene dal greco ????????, che vuol dire "latteo", e deriva dalla leggenda sul latte di Era, sparso
quando la dea si accorse che Zeus, approfittando del suo sonno, le aveva attaccato Eracle al seno. Si
tratta di un nome generico, che in realt racchiude galassie di tipi e dimensioni molto diversi.
Partiamo dalla nostra. Forse non tutti lo sanno, ma possiamo indicarla semplicemente come
Galassia: s, siamo cos egocentrici che abbiamo finito per considerarla LA galassia per antonomasia
 una galassia a spirale, come la nostra compagna pi vicina, Andromeda. La forma  quella di un
disco schiacciato, nel quale le stelle si organizzano in diversi bracci che ruotano attorno a un nucleo
centrale pi denso. Il Sole si trova sul braccio di Perseo, a circa due terzi della lunghezza complessiva
del braccio rispetto al nucleo galattico, e ruota intorno a esso a una velocit di 220 km/s. Ci sembra di
stare fermi, ma in realt ci muoviamo continuamente: assieme alla Terra che si muove intorno al Sole,
assieme al Sole che si muove nella Galassia e, infine, assieme alla Galassia, che a sua volta si muove
verso la galassia di Andromeda, con la quale potrebbe fondersi fra circa 4 miliardi di anni. Tutto si
muove, nel cosmo, tutto diviene e muta, in un'incessante opera di trasformazione. Per lungo tempo,
per, fino a poco pi di cento anni fa, l'uomo ha continuato a pensare di trovarsi in un cosmo molto pi
piccolo. Le prime galassie scoperte, infatti, furono interpretate come nebulosit interne alla nostra
Galassia. In realt, qualcuno aveva gi immaginato che si potesse trattare di oggetti esterni e
lontanissimi. Herbert Curtis, per esempio, aveva misurato la luminosit di una supernova in una di
quelle galassie, finendo per stabilire che era troppo debole perch potesse provenire da un oggetto
interno alla Galassia. Ma a farci davvero capire quanto sconfinato fosse il nostro universo fu Edwin
Hubble. O meglio, Hubble, Henrietta Leavitt e un esercito di donne. Siamo all'osservatorio di Harvard,
tra la fine dell'Ottocento e i primi del Novecento. Il direttore, Edward Charles Pickering, aveva deciso
di assoldare un gruppo di donne da usare come "computer umani" per un compito noiosissimo:
misurare e catalogare la luminosit delle stelle presenti nelle lastre ottenute all'osservatorio del Monte
Palomar, negli Stati Uniti, dove c'era un potente telescopio. La ragione per cui il team era composto
interamente da donne  duplice: da un lato, Pickering si era lamentato spesso della qualit del lavoro
dei suoi assistenti maschi, dall'altro le donne costavano meno e, gi all'epoca, le risorse a disposizione
per la ricerca andavano sfruttate fino al centesimo. Basti dire che Henrietta Leavitt all'inizio non fu
retribuita, dato che disponeva di mezzi di sussistenza propri, e pi avanti, per studiare le stelle variabili,
sarebbe stata pagata 30 centesimi di dollaro all'ora. Fu lei a fornire a Hubble la prima, importantissima
chiave per svelare il mistero delle dimensioni del nostro universo: la cosiddetta relazione
periodo-luminosit delle variabili Cefeidi. Queste ultime sono stelle la cui luminosit varia nel tempo.
E proprio a Henrietta si deve la scoperta di una relazione tra la loro luminosit assoluta e il loro periodo
di pulsazione: in altre parole, la scoperta che le variabili Cefeidi erano ottime candele standard.
Il passo successivo l'avrebbe fatto Hubble nel 1920, iniziando a studiare le Cefeidi della vicina
Galassia di Andromeda. Sfruttando la legge individuata da Leavitt, Hubble fu in grado di misurare la
distanza di Andromeda e di provare definitivamente che si trattava di un oggetto esterno alla Galassia.
Hubble ha dato il nome al famoso telescopio spaziale che ha rivoluzionato il nostro modo di
fare scienza, donandoci fra l'altro immagini del cosmo di straordinaria bellezza. Leavitt se la ricordano
in pochi. A onor del vero, va detto che Hubble sottoline sempre lo straordinario contributo
dell'astronoma alle sue ricerche, dicendo esplicitamente che avrebbe meritato il premio Nobel per il
suo lavoro. Qualcuno prov a candidarla, ma purtroppo era morta tre anni prima.
Grazie al lavoro congiunto di Leavitt e Hubble, comunque, d'improvviso il cosmo divenne un
posto vastissimo. Fino a quel momento si era convinti che l'universo iniziasse e finisse nella Via lattea,
invece c'era di pi: pi di cento miliardi di galassie nella parte di universo che siamo in grado di
osservare. Per farvi un'idea, considerate che ogni galassia conta centinaia di miliardi di stelle  circa
cento miliardi nella sola Galassia , e che ogni stella potrebbe avere intorno dei pianeti. Per questo 
altamente probabile che non siamo l'unica forma di vita intelligente in giro per il cosmo.  una
questione di grandi numeri e di probabilit: l'esperienza nel sistema solare ci dice che la vita  un fatto
raro, ma le stelle sono miliardi di miliardi, e sarebbe davvero strano che solo il Sole fosse in grado di
ospitare un posto come la Terra. Proprio nel momento in cui scrivo la NASA ha annunciato, con grande
sfoggio di retorica ed entusiasmo, la scoperta di Kepler-452b: si tratta del primo pianeta extrasolare che
orbita nella zona abitabile di una stella della stessa classe spettrale del Sole, G2, il cui raggio  poco pi
grande di quello terrestre. La scoperta, ovviamente, ha subito acceso gli entusiasmi di chi spera in un
incontro ravvicinato con gli omini verdi e un po', lo ammetto, anche il mio. In realt, nulla ci permette
di concludere che su Kepler-452b ci sia la vita, tantomeno forme di vita intelligente. L'unica cosa che
possiamo dire  che il pianeta soddisfa alcune delle condizioni necessarie allo sviluppo della vita, fra
cui l'esistenza di acqua allo stato liquido alla pressione della nostra atmosfera. Il pianeta, fra l'altro,
dista circa 1400 anni luce, per cui di andare a controllare di persona non se ne parla. Gi, perch il
problema dei possibili incontri con gli alieni  proprio questo: ci separano distanze abissali,
probabilmente incolmabili, a meno di sviluppi tecnologici fantascientifici come il motore a curvatura di
Star Trek. Non solo; tutte le prove addotte finora circa un possibile incontro con gli omini verdi non
hanno superato n il vaglio della logica n quello della scienza. Ma forse altre intelligenze esistono
davvero, anche nella nostra galassia. C' un progetto, il SETI, che si dedica a cercare tracce di altre
forme di vita nell'universo: si tratta di una gigantesca antenna che capta segnali radio provenienti dal
cosmo in cerca di un messaggio di origine intelligente, diverso dai segnali radio emessi da stelle, quasar
e altri oggetti cosmici. Forse lo conoscete per via di Contact, il film tratto dal libro di Carl Sagan. Il
bello di questo progetto  che tutti possono contribuire alla ricerca grazie a SETI@home
(http://setiathome.berkeley.edu/). Scaricando un apposito programma, anche voi potete inserire il
vostro computer in una rete che analizza continuamente i dati captati in cerca di un segnale alieno.
Parallelamente, SETI ha anche inviato un segnale radio nello spazio, in modo da permettere a chiunque
l fuori di captarlo. Per ora, nessuna risposta. Ma questo non significa molto: gli spazi da percorrere
sono enormi, e la luce, ricordiamolo, viaggia a velocit finita. Ci vuole tempo, e un pizzico di sale in
zucca per non autodistruggerci prima dell'ipotetico incontro.
Rispetto alla possibilit di comunicare con altre forme di vita intelligenti, c' un divertentissimo
racconto di Italo Calvino che vi consiglio. Si intitola Gli anni-luce, e parla della fatica e dei terribili
malintesi che si generano nella comunicazione fra un terrestre e un lontanissimo alieno, proprio a causa
dei tempi lunghi di ricezione dei messaggi. Il racconto fa parte della raccolta Le Cosmicomiche, in cui
Calvino prende spunto da una serie di teorie e scoperte scientifiche per creare una serie di racconti non
solo esilaranti, ma capaci di illustrare in modo egregio le verit scientifiche su cui si fondano. Un altro
messaggio non troppo implicito a chi ritiene che letteratura e scienze debbano farsi la guerra o siano
due mondi incomunicabili Parlando di comunicazione fra pianeti, c' anche chi pensa che farci
trovare dagli alieni non sia un'idea cos intelligente. Fra questi c' Stephen Hawking, il celebre fisico
teorico, cosmologo e divulgatore che molti di voi conosceranno per la sua genialit e la malattia
degenerativa del motoneurone che lo ha costretto all'immobilit quasi totale (parla con un computer
che  in grado di leggere i movimenti del suo occhio). Secondo Hawking, in un incontro ravvicinato
con altri esseri senzienti l'umanit potrebbe trovarsi nella stessa condizione dei nativi americani nel
1492, e lo scambio culturale con gli spagnoli non fu esattamente un successo Nessuno pu garantirci
che eventuali forme di vita aliena non abbiano le nostre stesse deplorevoli abitudini e un bel giorno
decidano di arrivare qui per sfruttare le nostre risorse e il nostro pianeta. Forse il silenzio cosmico che
ci avvolge  solo un bene, ma questo lascio deciderlo a voi, a seconda che siate pi o meno ottimisti
sulla vera natura degli esseri senzienti.
Per chi  interessato ai progetti di intelligenza condivisa, invece, c' Galaxy Zoo
(http://www.galaxyzoo.org/). Il progetto consiste nell'aiutare gli scienziati a classificare le galassie in
base alla loro forma; per l'utente che si collega si tratta solo di un giochino divertente e di un modo per
osservare immagini scientifiche dell'universo, ma per la scienza  una risorsa molto utile. Non molto
tempo fa, con questo metodo, si  riusciti a scoprire una nuova tipologia di galassia. Come dicevo
all'inizio, infatti, le galassie hanno varie forme. Nel disegno 1 potete vedere il classico grafico su cui
impariamo a distinguerle noi studenti di astronomia. Sembra complesso, ma in realt  semplice: le tre
grandi suddivisioni sono fra galassie ellittiche, irregolari e a spirale. A eccezione delle irregolari, che
fanno un po' gruppo a s, le ellittiche e le spirali hanno ulteriori sottodivisioni. Le prime si classificano
in base al grado di ellitticit, ossia in base a quanto si discostano dalla forma sferica, le seconde
vengono divise in spirali semplici, con un nucleo centrale, o barrate, nelle quali i bracci della spirale
non partono dal nucleo, ma da una barra centrale; tutto sta, in questo caso, in quanto stretti sono avvolti
i bracci. La Galassia dovrebbe essere una spirale barrata di tipo SBbc. In generale, le galassie ellittiche
sono oggetti piuttosto vecchi, con stelle di popolazione II e scarso gas interstellare, quindi con poca
formazione stellare. Le galassie a spirale invece sono oggetti pi complessi, con stelle anche pi
giovani e abbondanza di gas. Non solo, ma sono anche pi vicine, e noi viviamo proprio dentro una di
esse: la combinazione di questi due fattori fa s che le galassie a spirale siano quelle che conosciamo
meglio.
Disegno 1. Classificazione delle galassie in base alla loro forma.
La Via lattea, per esempio, ha una struttura piuttosto complessa. Tanto per cominciare, possiede
una regione centrale, il nucleo. Possiamo individuarne la posizione anche da Terra: si trova in direzione
della costellazione del Sagittario, e lo si riconosce perch tende a essere una porzione pi scura del
nastro della Via lattea (immagine 27 dell'inserto fotografico). Un fatto che pu sembrare
controintuitivo, ma in realt si spiega piuttosto facilmente: quando guardiamo verso il nucleo, fra noi
ed esso si frappone tutto lo spessore del disco galattico, che non  solo pieno di stelle, ma anche di
polveri e gas. Sono proprio questi che tendono a oscurare il nucleo alla nostra vista, come abbiamo gi
visto anche per le stelle. Le parti scure che vediamo, in altre parole, sono regioni nelle quali c' molto
gas che assorbe la radiazione visibile.
Al centro del nucleo c' una radiosorgente molto potente, Sagittarius A. Si tratta di un oggetto
che emette grandi quantit di radiazioni, soprattutto nel radio. Il nucleo galattico, poi, presenta un'altra
interessante propriet: se osserviamo i moti propri di alcune delle stelle che ne fanno parte, ci
accorgiamo che sembrano orbitare intorno a un oggetto invisibile. I due fatti, messi insieme, hanno
indotto gli scienziati a credere che al centro della nostra galassia vi sia un buco nero supermassivo, un
oggetto con una massa di due milioni e mezzo di masse solari e con un diametro di appena 46 milioni
di km, pari a met dell'orbita di Mercurio. Oltre a condividere il nome con una canzone del mio gruppo
preferito, i Muse  Supermassive Black Hole, che in effetti ha ben poco a che fare con l'oggetto
astronomico , quello al centro della nostra galassia  un oggetto appartenente a una classe di buchi
neri particolarmente massicci con pi di centomila masse solari e un meccanismo di formazione
diverso da quello dei tipici buchi neri. In realt, al riguardo, pi che vere e proprie certezze esistono
solo svariate ipotesi. La prima  che buchi neri del genere si formino per accrescimento, grazie alla
materia che accumulano progressivamente. Altre sostengono che si tratta di buchi neri originati da
stelle cos gigantesche da diventare rapidamente instabili e collassare in un buco nero senza attraversare
la fase di supernova. Un modello simile prevede che a collassare sia un intero ammasso di stelle.
Stando a una terza teoria, infine, potrebbe trattarsi di un oggetto nato assieme alle stelle di popolazione
III: una specie di "buco nero primitivo", che pian piano si  ingrandito fino alle attuali dimensioni.
Comunque stiano le cose, si tratta di oggetti giganteschi, e si ritiene ce ne sia uno nel centro di ogni
galassia a spirale. Anche Andromeda ne ha uno. Alcune galassie sembrano mostrare l'esistenza di due
buchi neri in interazione: se mai si fondessero, sarebbe un'ottima occasione per cercare di captare le
famose onde gravitazionali che ancora non siamo riusciti a trovare.
Ma abbandoniamo l'origine del nucleo per provare a capire come  fatto. Al suo interno ospita
per lo pi stelle vecchie, ma anche qualche stella pi giovane: un fatto che ha stupito gli scienziati, dato
che al momento in esso non ci sono evidenze di formazione stellare, soprattutto per via della presenza
di Sagittarius A. Anche su questo fenomeno esistono varie teorie: probabilmente queste stelle si sono
formate altrove e poi, sotto la spinta attrattiva di Sagittarius A, sono migrate verso il nucleo, o forse,
invece, si sono formate in loco da una nube attratta e addensata proprio grazie al buco nero. In ogni
caso, il nucleo galattico non  un posto dove si formino nuove stelle.
Come abbiamo anticipato poco fa, il nucleo  attraversato da una barra, dalla quale si
sviluppano i bracci che compongono la spirale. Le strutture dei bracci non sono rigide: le stelle possono
muoversi dall'uno all'altro. Il Sole, per esempio, si muove su e gi per il piano galattico con una
periodicit di circa 70 milioni di anni. C' chi ha messo in relazione questo periodo con le grandi
estinzioni, uno dei grandi misteri della nostra storia remota, ma non ci sono prove decisive che questo
moto ne sia la causa. Ogni 100 milioni di anni, poi, il Sole attraversa un braccio della Galassia; il
transito dura circa 10 milioni di anni. Come tutto questo influenzi la vita sulla Terra non  ancora
chiaro. Rispetto ai bracci delle galassie, comunque, c' un'evidenza sperimentale interessante, che ha
dato vita a uno dei pi grandi misteri della fisica contemporanea.
Studiando il moto di rotazione dei bracci intorno al nucleo,  possibile risalire alle cosiddette
curve di rotazione, ossia a grafici della velocit delle stelle in funzione della loro distanza dal nucleo.
Qui per  necessaria una breve digressione: come si misura la velocit di una stella?
Torniamo coi piedi per terra e posizioniamoci lungo una via trafficata. Immaginiamo che una
motocicletta ci passi accanto: come noteremo, il suono che percepiamo varier a seconda che la moto si
stia avvicinando o allontanando. Nello specifico, sar un po' pi acuto quando si avvicina e un po' pi
grave quando si allontana.  il famoso effetto Doppler che si studia a scuola, ed  anche piuttosto facile
da spiegare. Provate a guardare il disegno 2: quando la moto si avvicina a noi,  come se le onde
venissero "schiacciate" nella nostra direzione, aumentandone la frequenza percepita dal nostro
orecchio. Quando la moto si allontana, invece, le onde vengono come "stirate".  tutta una questione di
frequenze, cio di quanti picchi giungono nell'unit di tempo al nostro orecchio: pi picchi quando la
sorgente si avvicina a noi, meno picchi quando si allontana.
Questo effetto non vale solo per le onde sonore, ma anche per le onde elettromagnetiche e,
dunque, anche per la luce. Se una sorgente luminosa si allontana da me, vedr la sua luce pi rossa di
quanto non sia in verit. Pi si avvicina, al contrario, pi la vedr blu. Ovviamente, le velocit in gioco
devono essere piuttosto alte. Nessuno vede una macchina che gli sfreccia accanto passare dal blu al
rosso, ma nell'universo le velocit con cui si muovono gli oggetti sono molto elevate, per cui l'effetto
si nota e pu anche essere misurato. Il modo pi facile per farlo  osservare lo spettro di una stella
(disegno 3). A seconda della direzione del moto, vedr le righe spostarsi verso il blu o verso il rosso: in
gergo, osserver dei redshift o dei blueshift, che saranno proporzionali alla velocit del moto. Piccolo
spoiler: quasi tutte le galassie presentano un redshift ai nostri occhi. Lo vedremo meglio pi avanti.
Misurando i redshift e i blueshift di stelle e nubi all'interno di una galassia,  possibile ottenere le curve
di rotazione che dicevamo.
Disegno 2. Rappresentazione grafica dell'effetto Doppler.
Come molti di voi avranno intuito, a determinare la rotazione delle stelle in una galassia ,
sostanzialmente, solo la forza di gravit. Questo significa che, conoscendo la massa della galassia in
questione, posso anche prevedere attraverso un calcolo le sue curve di rotazione. Gi, direte voi, ma
come si fa a misurare la massa di una galassia? La risposta  semplice: in base alla distribuzione di
stelle e nubi di gas. Si tratta di due modi diversi, uno predittivo, l'altro empirico, di osservare lo stesso
fenomeno. Alla fine, ovviamente, la curva prevista e quella calcolata in base alle misure di velocit
dovrebbero sovrapporsi e coincidere entro gli errori. Una buona teoria si giudica proprio in base alla
capacit di riprodurre, e in molti casi di predire, i comportamenti osservati. Ma qui iniziano le sorprese
e i misteri anticipati poco fa. Quello che otteniamo, infatti, potete vederlo anche voi nel disegno 4: la
curva osservata  parecchio diversa da quella teorica che abbiamo previsto, anche considerando gli
errori delle misure, indicati dalle barrette intorno ai punti della curva osservata. Qualcosa,
evidentemente, non torna. Poich le curve teoriche sono calcolate sulla materia visibile, il problema
pu essere questo: forse le galassie hanno una parte molto grande di massa invisibile. In che senso
invisibile? Nel senso che non emette radiazioni elettromagnetiche, e fa sentire la propria presenza solo
tramite la forza di gravit che esercita. Signore e signori, eccoci davanti alla cosiddetta materia oscura.
Disegno 3. Redshift e blueshift stellari virati in toni di grigio.
Disegno 4. Le curve di rotazione delle galassie e l'esistenza della materia oscura.
Si calcola che la materia oscura componga l'84,5% della massa dell'universo. Letteralmente,
non sappiamo di cosa sia fatta. Anche mettendo insieme le ipotetiche masse di tutto ci che non
vediamo direttamente  pianeti, nane brune, oggetti di cui per svariate ragioni non possiamo misurare
la luminosit  non riusciamo a colmare il gap di massa mancante necessario a spiegare perch le
galassie ruotano in quel modo.
Con gli anni, la materia oscura  diventata il nuovo Sacro Graal. La cercano tutti senza sosta,
ma nessuno  ancora riuscito a trovare un candidato soddisfacente. In linea di principio, si immagina
sia composta di particelle che ancora non conosciamo. Forse una risposta potr venirci dall'LHC
(Large Hadron Collider) in funzione al CERN di Ginevra, un enorme acceleratore di particelle che,
facendole urtare, cerca di capire la natura pi intima e profonda della materia.  l che nel 2012  stato
scoperto il bosone di Higgs, l'elusivissima particella alla quale dobbiamo l'esistenza della massa.
Per un certo periodo la materia oscura l'ha cercata anche mio marito. O meglio, ha collaborato
con chi la cerca, un gruppo di scienziati dell'Universit di Tor Vergata guidato dalla professoressa Rita
Bernabei. La loro ricerca  stata citata anche in The Big Bang Theory:  l'"esperimento degli italiani"
che Leonard tenta di replicare a un certo punto della sua carriera venendo stupidamente sbeffeggiato da
sua madre, che lo accusa di non produrre ricerche originali. Dico stupidamente perch riuscire a
riprodurre gli esperimenti altrui  una fase chiave della scienza: una teoria non riproducibile,
semplicemente, non  neppure una teoria. Ma torniamo al nostro esperimento. Il neutralino, la particella
postulata, resta ancora solo un'ipotesi. La verit, insomma,  che non sappiamo ancora che cosa sia
esattamente la materia oscura. C' persino chi dice che non esista.
Le teorie alternative riguardano tutte eventuali correzioni alla legge di gravit. State tranquilli,
si tratta di modifiche significative solo per le scale tipiche delle curve di rotazione delle galassie. Non
c' un parere unanime su quali debbano essere queste modifiche: ogni gruppo di ricerca ne propone di
diverse. La pi famosa  la MOND, Modified Newtonian Dynamics, proposta nel 1983 dal fisico
israeliano Mordehai Milgrom. Fra le tante teorie che propongono modifiche alla forza di gravit,  una
di quelle che sopportano meglio il vaglio sperimentale e le obiezioni teoriche, ma non risulta ancora
abbastanza convincente da soppiantare l'ipotesi della materia oscura. Staremo a vedere cosa ci diranno
gli esperimenti e le evidenze nei prossimi anni.
Ora torniamo alla nostra Galassia e alla sua struttura. Fin qui abbiamo parlato di nucleo e di
bracci a spirale. L'insieme di queste due strutture compone il disco: vista dall'alto, infatti, la Galassia si
sviluppa principalmente su un piano. Il diametro del disco in questione  di 100.000 anni luce, mentre
per il suo spessore non c' chiaro accordo, ma siamo su qualche migliaio di anni luce. A sua volta, il
disco  diviso in due ulteriori componenti: disco sottile e disco spesso. La differenza, come dice gi il
nome, sta nello spessore (qualche migliaio di anni luce per quello sottile, circa una decina di migliaia di
anni luce per quello spesso; i limiti e le definizioni delle due componenti del disco sono ancora oggetto
di discussione). Anche la composizione cambia: il disco sottile  composto da stelle per lo pi giovani,
ed  luogo di formazione stellare. Quello spesso, invece,  sede di una popolazione stellare pi antica.
L'ultimo elemento che compone la Galassia  l'alone, ma questo lo indagheremo nel prossimo
capitolo.  giunto il momento, infatti, di spostarci lentamente da casa e di addentrarci davvero
nell'universo per osservarne la struttura, l'origine e il destino.
10
LA GUERRA DEI MONDI
All'universit ho dovuto aspettare un bel po' prima di vedere davvero le stelle. Allora il corso
di laurea in fisica durava quattro anni, e i primi tre erano comuni a tutti gli indirizzi. Solo al quarto
anno si seguivano i corsi della specializzazione prescelta, nel mio caso astrofisica. Non immaginatevi
chiss cosa: gli esami da scegliere per il piano di studi erano solo tre e ce n'era uno obbligatorio,
Laboratorio di astrofisica. Come avrete capito, era il corso in cui si studiavano e si mettevano in pratica
le tecniche sperimentali connesse all'astronomia. L'esame consisteva in una prova pratica vera e
propria, un piccolo lavoro di ricerca. Aspettavo di seguire quel corso come l'assetato aspetta l'acqua
nel deserto.
Il professore, lo stesso con cui pi avanti mi sarei laureata e avrei fatto il dottorato, ci permise di
scegliere l'argomento della tesina  all'epoca la chiamavamo cos. Ci si riuniva in gruppi di tre persone
e ci si lavorava assieme; io ero in gruppo con mio marito e con una nostra amica. Fu proprio lui,
Giuliano, a proporre l'idea: replicare l'esperienza di Hubble di cui abbiamo parlato nel capitolo 9, cio
la misurazione della distanza della galassia di Andromeda tramite lo studio delle Cefeidi. Il problema
era che il telescopio che avevamo a disposizione, lo Schmidt di Campo Imperatore, non era abbastanza
grande per un lavoro del genere. Il professore corresse leggermente il tiro, affidandoci un compito che
riguardasse comunque gli ammassi globulari: in particolare dovevamo studiarne uno, NGC1261. Fu
allora che andammo a Campo Imperatore e assistemmo alla scoperta di un NEO, e fu allora che
conobbi Luigi Pulone, che ci segu e aiut durante tutto il lavoro di ricerca. In quell'occasione realizzai
il mio primo diagramma colore-magnitudine. Ricordo l'esaltazione che provai nel vederlo, cos simile a
quelli che avevamo studiato sui libri, ma uscito proprio dalle nostre mani! Pensai di incorniciarlo e di
appenderlo nella mia stanza, dicendomi che anni dopo avrei ripensato a com'era cominciata quella
storia e a tutti gli altri che avrei prodotto nel frattempo. La vita, in realt, ha scelto per me una direzione
molto diversa. All'epoca comunque mi sembr l'inizio di qualcosa. Tutto questo per dirvi che sono
molto legata agli ammassi globulari, non solo perch gran parte del mio lavoro di ricerca ruota attorno
a essi, ma per diverse altre ragioni legate alla mia storia personale. A questo punto, per citare Lubrano,
la domanda sorge spontanea: che cosa sono gli ammassi globulari?
Riprendiamo il discorso che avevamo interrotto nel capitolo precedente. Ora conosciamo la
struttura della Galassia e, quindi, di buona parte delle galassie a spirale come la nostra. Ci eravamo
fermati al disco, dicendo che in realt c' dell'altro.  il cosiddetto alone: un'ampia regione di forma
pi o meno sferica che circonda il disco. A comporla sono per lo pi stelle sparse, gas, materia oscura e
ammassi globulari. Come dice gi il nome, si tratta di raggruppamenti di stelle. Non vanno confusi con
gli ammassi aperti, che si trovano nel disco: questi hanno forma irregolare, contano qualche migliaio di
stelle, nate tutte dalla stessa nube, e sono tipicamente giovani. Un esempio  quello delle Pleiadi. Gli
ammassi globulari invece hanno forma sferica, contano centinaia di migliaia di stelle  nei casi pi
esotici, persino qualche milione  e sono composti da oggetti piuttosto vecchi. Ammassi aperti e
ammassi globulari, insomma, sono due cose completamente diverse, sia in quanto a posizione
all'interno della struttura galattica, sia quanto a morfologia, et e composizione.
Ma torniamo agli ammassi globulari. Si tratta di oggetti straordinariamente importanti per molti
rami dell'astrofisica. Tanto per cominciare, hanno un evidente vantaggio: le stelle che li compongono
sono legate fra loro gravitazionalmente e sono fisicamente vicine. Il parametro distanza, in altre parole,
resta fuori dal quadro: una volta stabilita quella dell'ammasso, si pu tranquillamente dire che tutte le
stelle che lo compongono hanno quella distanza. Questo ci permette di confrontare direttamente le
luminosit degli oggetti che ne fanno parte, senza dover considerare il fatto che alcuni siano pi vicini e
altri pi lontani. A parte alcune eccezioni, inoltre, quelle degli ammassi globulari sono popolazioni
stellari omogenee: si sono formate tutte pi o meno assieme e dalla stessa nube, dunque l'et  la
stessa, cos come la composizione chimica. Le eccezioni ci sono e, ormai, sono cos numerose da
diventare una regola, con la maggior parte degli ammassi globulari che presentano almeno due
popolazioni stellari, se non pi di cinque  un esempio  NGC2808 , ma noi qui non ce ne occupiamo
per non confonderci troppo le idee. L'unico parametro che varia, nel nostro caso,  la massa. Questo
rende gli ammassi globulari strumenti potentissimi per studiare l'evoluzione stellare e il modo in cui la
massa guida questa evoluzione. Come abbiamo gi detto, si tratta di oggetti molto antichi, che contano
una decina di miliardi di anni d'et. Essendosi formati poco dopo il Big Bang, avvenuto circa 13
miliardi di anni fa, ci danno molte informazioni preziose sulla composizione originaria dell'universo.
La mia tesi di dottorato sfruttava proprio questa loro prerogativa; tramite il diagramma
colore-magnitudine, infatti,  possibile misurare un gran numero di parametri dell'ammasso globulare.
Si possono ricavare la distanza o l'et, come abbiamo visto, ma anche alcune informazioni sulla loro
composizione chimica. Il gruppo di ricerca di cui faccio parte, per esempio, ha proposto un nuovo
parametro per la misurazione del contenuto di elio, basato su alcune caratteristiche morfologiche del
diagramma colore-magnitudine. Abbiamo misurato il valore di questo parametro in una ventina di
ammassi globulari galattici, ottenendo una stima generale del loro contenuto di elio. Forse non tutti lo
sanno, ma determinare il contenuto di elio di oggetti celesti antichi  una cosa importantissima per
l'intera astrofisica. Come vedremo nel prossimo capitolo, gli elementi chimici prodotti dal Big Bang
sono tre: idrogeno, elio e litio. I pi abbondanti sono per i primi due, che da soli compongono il 98%
del contenuto in materia visibile, cio non oscura, dell'universo. I quantitativi esatti di questi elementi
prodotti durante il Big Bang sono previsti dai modelli teorici. Misurarli, insomma, permette di capire
quali modelli siano corretti e quali no.
Il nostro lavoro ha trovato negli ammassi globulari una percentuale di elio inferiore a quella
prevista: 20%, a fronte di una previsione del 24% circa. Se siete interessati ai dettagli e conoscete
l'inglese, potete trovare l'articolo che abbiamo pubblicato al link http://arxiv.org/abs/1106.2734. Sul
perch di questa discrepanza non c' ancora accordo;  una cosa sulla quale stiamo lavorando.
Nel disegno 1 potete vedere uno dei diagrammi colore-magnitudine usati per la mia tesi di
dottorato: si tratta del diagramma di M3, un ammasso che pu essere osservato anche con telescopi
amatoriali. Quando le condizioni del cielo sono ottimali e il buio eccezionale, lo si pu persino vedere a
occhio nudo (immagine28 dell'inserto fotografico); certo, con il vostro telescopio non lo vedrete
proprio cos, ma gi l'emozione di mettere l'occhio all'oculare e riuscire a vedere un oggetto cos
straordinariamente lontano  di per s impagabile: M3 dista da noi quasi 34.000 anni luce.
Disegno 1. Diagramma colore-magnitudine dell'ammasso.
Per certi versi affini agli ammassi globulari, ma anche profondamente diverse, sono le galassie
nane. Con questi oggetti usciamo ufficialmente dalla Galassia. Nel corso del libro ce ne siamo gi
allontanati, di tanto in tanto, ma adesso la abbandoniamo per non tornarci pi, almeno non prima della
fine di questo viaggio.
Le galassie nane sono galassie piccole: se la nostra Galassia conta circa cento miliardi di stelle,
le nane si attestano solo su qualche milione. Inutile dire che la mia storia legata all'astrofisica  passata
anche per questi oggetti.
Per la loro complessit in termini di composizione chimica e popolazioni stellari, in effetti, le
galassie nane vengono subito dopo gli ammassi globulari. Io ne ho studiata una, Leo II, quando
lavoravo alla tesi di laurea (immagine 29 dell'inserto fotografico). S, lo so, non  niente di particolare;
 una galassia sferoidale, detta cos per via della forma. Come le loro compagne pi grandi, infatti,
anche le galassie nane vengono classificate in base alla forma: oltre alle sferoidali ci sono le irregolari,
dalla forma appunto irregolare. Le due galassie nane irregolari pi famose sono le Nubi di Magellano
(immagine 30 dell'inserto fotografico) e devono il loro nome all'esploratore Magellano, che le
descrisse nei resoconti dei suoi viaggi. Sono visibili a occhio nudo, ma purtroppo solo nell'emisfero
Sud; noi dell'emisfero Nord possiamo giusto comprarci un biglietto aereo e andarle a vedere, per
esempio dal Cile. Mio marito lo ha fatto: per la sua tesi di laurea  stato proprio a Santiago del Cile e,
sempre nell'ambito del suo lavoro, ha visitato La Silla, il luogo in cui si trovano alcuni telescopi
dell'ESO (European Southern Observatory), l'ente che gestisce i telescopi europei costruiti nel Sud del
mondo. Il Cile  uno dei posti migliori per costruire telescopi: non solo ne ospita uno dei pi grandi e
potenti, il VLT (Very Large Telescope), ma  sempre l che verr costruito l'E-ELT, il telescopio pi
grande del mondo. La ragione  che laggi ci sono alcuni dei deserti in quota pi secchi del nostro
pianeta. Scarsa umidit e altitudine sono due dei requisiti necessari per poter ospitare i moderni
telescopi. Il VLT, per esempio, si trova a Paranal, nel deserto di Atacama. Si tratta del deserto pi
asciutto al mondo. Nel 2003 alcuni ricercatori vi hanno effettuato le stesse analisi che i lander delle
sonde Viking 1 e Viking 2 hanno compiuto su Marte. I risultati sono stati pubblicati su "Science", una
delle pi importanti riviste scientifiche mondiali: in sostanza, ad Atacama non c' vita. Se ci atterrasse
una sonda aliena, concluderebbe che la Terra  un pianeta morto.  per questo che spesso si usa quel
luogo per testare i rover che poi vanno fisicamente su Marte o per girare scene di film ambientate sul
Pianeta rosso. Di notte c' un'assenza quasi totale di inquinamento luminoso, l'umidit  bassissima: il
sito perfetto, insomma, per piazzare un grosso telescopio.
La Silla, il luogo visitato da mio marito,  poco distante da l. La sera in cui arriv, al calar della
notte, not due piccole nuvole che non sembravano volersi spostare. Ci mise poco a capire che si
trattava proprio delle Nubi di Magellano, uno spettacolo normale per chi lavora da quelle parti ma
assolutamente straordinario per chi le vede per la prima volta. A La Silla, fra l'altro, la Via lattea  cos
luminosa da proiettare ombra. Mentre mio marito mi raccontava tutto questo al telefono, ormai la
bellezza di pi di dieci anni fa, ricordo di essere morta d'invidia, e nemmeno la spada che mi regal per
il nostro anniversario bast davvero a placarla.
Tipicamente, le galassie nane sono satelliti di quelle pi grandi; sia le Nubi di Magellano sia
Leo II sono satelliti della Galassia, e anche Andromeda ha i suoi satelliti. Prese tutte insieme, la
Galassia, Andromeda e M33  un'altra galassia poco pi piccola di Andromeda e della Via lattea 
formano, con le rispettive galassie satellite e altre nane libere, il Gruppo locale, un ammasso di una
settantina di galassie legate fra loro gravitazionalmente. A quanto pare, anche le galassie soffrono la
solitudine e finiscono per raggrupparsi; il nostro  un ammasso di piccole dimensioni, ma nell'universo
ce ne sono di giganteschi, come l'ammasso della Vergine. Ma torniamo alle nostre nane.
A differenza degli ammassi stellari, formati per la maggior parte da un'unica popolazione di
stelle, le galassie nane ne presentano spesso un paio. La differenza emerge dai diagrammi
colore-magnitudine. Nel disegno 2 trovate il diagramma di una galassia nana, Carina, realizzato con
dati del professor Giuseppe Bono e di Matteo Monelli (chi fosse interessato a leggere il bellissimo
articolo in inglese da cui  tratto lo trova qui: http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0303493v1.pdf). Come
vedete, a destra della sequenza principale appaiono due sequenze quasi orizzontali e parallele: sono i
bracci delle subgiganti, in cui si posizionano stelle appena uscite dalla sequenza principale che si
apprestano a diventare giganti rosse. Il "punto di svolta", ossia il passaggio dalla sequenza principale al
ramo delle subgiganti, si chiama turn off ed  un forte indicatore di et. Il fatto che ce ne siano due
suggerisce che Carina ospiti almeno due popolazioni stellari.
Disegno 2. Diagramma colore-magnitudine della galassia nana Carina.
Come abbiamo gi visto a proposito di ammassi aperti e ammassi globulari, anche le galassie
nane non differiscono solo per la forma: le sferoidali sono tipicamente pi vecchie e quasi del tutto
prive di gas, le irregolari sono giovani e, spesso, presentano evidenza di formazione stellare. Secondo
alcune teorie, le galassie nane sono state fra i primi oggetti a formarsi nell'universo. Sono anche fra gli
oggetti pi ricchi in assoluto in materia oscura. Tutto questo le rende interessanti sotto molti punti di
vista. Prendiamo per esempio Sagittarius, una delle nostre galassie satellite, oggi sul punto di fondersi
con la Galassia. Si tratta della nana pi vicina a noi, ma  molto difficile da osservare: rispetto al Sole,
infatti, si trova dall'altro lato del nucleo galattico e in una posizione piuttosto bassa sul piano del disco,
il che fa s che sia oscurata dalle stelle e dai gas della Galassia. Grazie a varie tecniche di
decontaminazione, che permettono di riconoscere le stelle della nostra Galassia e di rimuoverle dal
diagramma colore-magnitudine,  comunque possibile osservarla. L'immagine 31 dell'inserto
fotografico ci aiuta a capire meglio com' posizionata rispetto a noi e rispetto alla Galassia. In rosso c'
il nucleo di Sagittarius, mentre in bianco compaiono i cosiddetti stream. Di cosa si tratta? In sostanza,
Sagittarius gira intorno alla Galassia e, a causa della sua vicinanza, perde continuamente stelle a favore
di quest'ultima; tali stelle formano gli stream. Proprio questi "nastri di stelle" persi da Sagittarius nel
suo moto intorno alla Galassia furono l'oggetto del lavoro della professoressa Bernabei sul neutralino e
la materia oscura di cui abbiamo gi parlato. Come tutte le galassie nane, Sagittarius ha un alto
contenuto in materia oscura. Poich i modelli prevedono che il Sole sia letteralmente immerso in uno di
questi stream, l'idea era di andare a cercarla l. Nello specifico, l'esperimento voleva accertare la
presenza di una modulazione semestrale nel segnale rivelato da DAMA, il rivelatore di materia oscura
costruito dal gruppo di ricerca. Come sappiamo, infatti, la Terra gira intorno al Sole e quindi finisce per
muoversi anche attraverso lo stream di Sagittarius in cui il Sole  immerso, andando per sei mesi in una
direzione e per sei mesi nell'altra. Questo effetto dovrebbe produrre un cambiamento periodico nel
segnale captato dal rivelatore. La modulazione in effetti  stata trovata, ma i risultati sono stati messi in
discussione diverse volte e non sono ancora abbastanza solidi per poter essere interpretati
univocamente; per farlo occorrerebbero misure pi precise. Se fossero confermati, comunque, sarebbe
una scoperta da premio Nobel. Non ci resta che lasciare, insomma, che la scienza faccia il suo corso.
Come ci dimostra il caso di Sagittarius,  probabile che gli eventi di cannibalizzazione di
galassie pi piccole da parte di quelle pi grandi siano tutt'altro che rari. Non solo, ma si tratterebbe di
eventi piuttosto importanti per l'evoluzione delle galassie, soprattutto in termini di apporto di gas e
formazione stellare. A questo proposito, esiste un ammasso globulare molto particolare. Si chiama
Omega Centauri, ed  importante per diverse ragioni. Innanzitutto,  molto massiccio: conta circa 5
milioni di stelle.  l'ammasso globulare pi luminoso del cielo, facilmente distinguibile a occhio nudo,
soprattutto dall'emisfero Sud. Al centro, poi, ha un buco nero, altra cosa decisamente esotica per un
ammasso globulare. Come se non bastasse, presenta anche una dispersione in metallicit: le sue stelle,
in breve, hanno metallicit differenti. Tutte queste particolarit inducono a credere che Omega Centauri
non sia un semplice ammasso globulare, ma il nucleo di un'antica galassia nana fagocitata dalla Via
lattea: le stelle pi esterne sarebbero state tutte strappate via dalle forze mareali della Galassia,
lasciando intatto soltanto il nucleo.
L'universo, insomma,  un posto davvero violento: non solo vi avvengono esplosioni immani,
non solo le stelle nascono e muoiono e tutto  in eterno divenire. Persino le galassie si scontrano, si
fagocitano l'un l'altra e si trasformano in qualcosa di diverso. Di strada, ormai, ne abbiamo fatta
parecchia. Partendo dal nostro piccolo pianeta ci siamo spinti sempre pi lontano, addentrandoci in un
mondo vasto e sconosciuto. Ora  giunto il momento di tornare indietro, a quell'immagine iniziale con
cui abbiamo aperto il nostro viaggio: la gallina e l'universo. E anche a quelle domande che mi
inquietarono e mi affascinarono tanto quand'ero solo una bambina. Che cos' l'universo? Da dove
viene? E, soprattutto, dove andr a finire?
11
RUMORE DI FONDO
Ci viviamo immersi, eppure a volte l'universo ci sembra un'entit remotissima e distante. I
pianeti, le stelle, le galassie li vediamo ogni notte, ma pi come uno sfondo piazzato sulle nostre teste.
Tutto ci che riguarda la sua natura pi profonda, la sua struttura, sembra andare al di l delle nostre
percezioni: cose come la curvatura dello spazio-tempo o il Big Bang ci sembrano nient'altro che
elucubrazioni matematiche, cose di cui sentiamo parlare ma che, in fin dei conti, non possiamo toccare
con mano. Invece non  vero. Tutti abbiamo a portata uno strumento capace di metterci in contatto con
il passato pi remoto del nostro universo. Si tratta di un rivelatore  inefficacissimo, va detto  che ci
permette di fare un balzo indietro nel tempo di tredici miliardi e mezzo di anni: il televisore.
Lo abbiamo tutti, per di pi dentro casa. Se riuscite a oscurare il digitale terrestre e selezionate
un canale "che non prende", vedrete il vostro televisore riempirsi di statica, cio di pallini bianchi e
neri in rapido movimento: un'immagine sicuramente meno familiare ai pi giovani, ma un tempo
piuttosto frequente, quando si faceva zapping da un canale all'altro. Ebbene, circa l'1% di quello che
state vedendo  radiazione cosmica di fondo, detta anche eco del Big Bang: una radiazione che
proviene da un'epoca in cui l'universo aveva circa 380.000 anni. Da quando me l'hanno detto, il
televisore ha assunto un'altra dignit ai miei occhi.
Per capire che cosa sia esattamente la radiazione cosmica di fondo, dobbiamo fare due balzi
indietro. Il primo ci riporta al nostro amico Hubble, quello che ci ha fatto scoprire quanto sia sconfinato
l'universo. Siamo intorno agli anni Trenta del secolo scorso. Hubble lavora al telescopio
dell'osservatorio di Monte Wilson e, oltre a calcolare le distanze delle galassie, ha iniziato a misurarne
anche le velocit. Nel corso di quelle ricerche, Hubble finisce per fare una scoperta sorprendente: a
parte le galassie pi vicine, alle quali siamo legati gravitazionalmente, tutte le altre sembrano
allontanarsi da noi. Sulle galassie pi lontane, non appartenenti al Gruppo locale, misura solo redshift
(vi ricordate? Pi un oggetto si allontana, pi lo spettro si sposta verso il rosso). Non solo: lo
spostamento verso il rosso degli spettri  tanto pi grande quanto maggiore  la distanza dell'oggetto
osservato.
Un fatto piuttosto sconcertante, per gli scienziati dell'epoca: l'idea che l'universo fosse un
luogo statico e sempre identico a se stesso era piuttosto radicata. Ci erano voluti secoli per abbandonare
la credenza che la Terra fosse al centro del cosmo, per accettare il fatto che nemmeno il Sole e la
Galassia avevano un ruolo cos speciale, ed ecco che Hubble, di punto in bianco, scopriva che eravamo
nel mezzo di un fuggi fuggi generale C'era qualcosa che non tornava, o meglio, qualcosa che non
avevamo ancora capito. Quando si impone un'evidenza sperimentale che non  spiegata dai modelli, 
sempre un momento straordinariamente eccitante: significa che la nostra comprensione del cosmo sta
per essere modificata. Tutto appare nuovo, l'universo torna a essere un libro di pagine sparse da
rilegare col filo di nuove teorie.
La scoperta di Hubble pu essere espressa con un'equazione matematica cos semplice che non
ho paura di scrivervela, perch possiate ammirare anche voi la straordinaria linearit di una delle leggi
del nostro universo, la legge di Hubble, appunto:
v=H0D
dove v  la velocit con con cui le galassie si allontanano da noi, H0 una costante con valore
fisso a un tempo dato (significa che varia col tempo: attualmente, il suo valore si attesta intorno a
67.312 km s?1Mpc?1; Mpc  il simbolo per il megaparsec, ossia un milione di parsec, un'unit di
lunghezza usata in astronomia) e D la distanza della galassia considerata. Una formula semplice,
chiara, che perfino un ragazzino di scuola media pu comprendere. Significa che le galassie, in
qualsiasi direzione si guardi, si allontanano da noi, e lo fanno a una velocit tanto maggiore quanto
maggiore  la loro distanza.
Va bene, direte voi, ma in pratica che cosa vuol dire? Perch all'improvviso tutto sembrava
allontanarsi da noi? Quale forza poteva aver impresso questo moto straordinario agli oggetti che
popolano l'universo?
La formula venne derivata per via teorica prima della scoperta di Hubble. A farlo fu George
Lematre, un prete cattolico belga che era anche fisico e astronomo. Partendo dalla teoria della
relativit di Einstein, Lematre ricav la formula e la interpret come un segno dell'espansione
dell'universo. In sostanza, non siamo noi a essere al centro di un fuggi fuggi generale:  tutto che si sta
allontanando da tutto. Ancora una volta, Flatlandia pu aiutarci a capire meglio il processo.
Immaginiamo di vivere sopra un palloncino e di trovarci nel punto A (disegno 1). Nel punto B si trova
un nostro amico, nel punto C una nostra amica. Quando il palloncino si gonfia, avremo l'impressione
che i nostri due amici si stiano allontanando da noi. Anche loro avranno la stessa impressione, ma in
realt nessuno si allontana da nessuno:  il palloncino che si sta espandendo. La stessa cosa accade, ma
trasposta in quattro dimensioni, nel nostro universo. Lematre immagin anche di invertire la freccia
del tempo. Se lo facciamo, vedremo l'universo contrarsi sempre di pi. Va da s che, a un certo punto
della storia, la materia e lo spazio stesso finiranno per concentrarsi in un unico punto. Un punto che
Lematre, con talento romanzesco, chiam "Uovo cosmico" o atomo primigenio. Lo stesso atomo che,
un bel giorno, sarebbe esploso in un enorme botto, dando la spinta iniziale a qualcosa di cui vediamo
ancora oggi gli effetti.
Prima di Lematre e di Hubble, l'espansione dell'universo era stata predetta in modo del tutto
indipendente anche da qualcun altro. Si tratta del fisico russo Friedmann, che part dalle equazioni di
Einstein sulla relativit generale facendo confluire le sue intuizioni nelle cosiddette equazioni di
Friedmann (un po' meno intuitive della legge di Hubble, per cui ve le risparmio). I suoi calcoli
partivano dall'assunto del principio cosmologico, ossia dal fatto che l'universo  omogeneo e isotropo,
cio sempre uguale, in qualsiasi direzione si guardi.
Disegno 1. L'espansione dell'universo approssimata a due dimensioni.
L'idea che anche l'universo potesse essere un luogo in evoluzione lasci alquanto sconcertato il
mondo scientifico. Molti rifiutarono di accettare come valide le soluzioni trovate da Lematre e da
Friedmann. Fred Hoyle, altro fisico di quel periodo, canzon la teoria di Lematre definendola la teoria
"del grande botto" (da cui Big Bang, nome col quale  nota anche oggi). Lo stesso Einstein faticava a
convincersi che l'universo non fosse statico e sempre identico a se stesso. L'idea di un universo
stazionario, in effetti, sembrava molto pi ragionevole. L'ipotesi di un'eventuale espansione poteva
anche reggere, a patto che ogni tanto si prevedesse l'introduzione di nuova materia  letteralmente
creata dal nulla , in modo da compensare gli effetti dell'espansione stessa. All'obiezione che la
creazione di materia dal nulla era qualcosa di piuttosto esotico, si poteva rispondere che il quantitativo
di materia necessaria per mantenere l'universo identico a se stesso era bassissimo: basterebbe un atomo
di idrogeno per m3 ogni miliardo di anni, cio un nulla. In ogni caso, anche il Big Bang soffriva dello
stesso problema: da dove veniva la materia dell'Uovo cosmico?
Le cose iniziarono a cambiare proprio con la scoperta di Hubble: tutte le galassie si
allontanavano le une dalle altre. Ma il colpo finale alla teoria dell'universo stazionario venne dalla
scoperta della radiazione cosmica di fondo. E qui dobbiamo fare un altro salto nel tempo, pi
precisamente al 1964. Siamo ancora negli Stati Uniti, in New Jersey, e i nostri eroi sono due fisici,
Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson. I due stavano lavorando su una nuova antenna
sensibile nelle microonde, da usare per studi astronomici presso i Bell Laboratories.
Non appena accesero l'antenna, si accorsero di stare captando un segnale sconosciuto. Era una
specie di rumore, ma molto meno energetico di quello che ci si sarebbe aspettati provenire dalla
Galassia; fra l'altro, era totalmente isotropo: lo captavano identico a se stesso ovunque girassero
l'antenna. Pensando ai possibili effetti di una qualche sorgente di rumore terrestre, iniziarono a cercarla
dappertutto. Niente. I due erano cos disperati che pensarono di dare la colpa al guano di piccione
accumulatosi in grandi quantit sull'antenna. Anche dopo averla pulita, per, il rumore non se ne
andava. Fu allora che decisero di coinvolgere un altro fisico americano, Robert Dicke. Dicke parl loro
di un tale George Gamow, cosmologo russo fuggito in America dall'URSS di Stalin. Gamow aveva
messo insieme le intuizioni di Lematre e Friedmann, elaborando un modello in grado di spiegare
come, a partire dal famigerato Uovo cosmico, si fossero via via formati gli altri elementi chimici e tutto
ci che vediamo intorno a noi. Il suo modello prevedeva un universo originario incredibilmente caldo e
sosteneva che traccia di quel calore si fosse propagata fino all'universo attuale, sotto forma di una
radiazione isotropa nelle microonde con una temperatura di circa 5 K, pari a ?268,15 C (il grado
Kelvin e il grado centigrado hanno lo stesso valore, solo che 0 C equivalgono a 273,15 K). La
radiazione misurata da Penzias e Wilson era isotropa e aveva una temperatura di 3,5 K. Fu cos che si
scopr che vivevamo in un gigantesco forno a microonde con una temperatura di circa ?270 C:
decisamente poco per cuocerci il polpettone, ma sufficiente a svelare le origini del nostro universo.
Dopo una breve discussione, Penzias e Wilson giunsero alla conclusione che il famoso disturbo non
poteva che essere, appunto, la radiazione cosmica di fondo. Da quel momento la teoria dell'Uovo
cosmico, poi ribattezzata teoria del Big Bang, inizi a essere accettata da un numero sempre pi
consistente di scienziati fino a divenire ci che  ora: la teoria cosmologica dominante su come sia nato
e si sia formato l'universo. Non perch si trattasse di una teoria pi seducente o per una questione di
gusti personali, ma perch aveva dimostrato di possedere grandi capacit predittive e di essere quella
che meglio si accordava con i fatti sperimentali. La scienza funziona cos.
Voglio spendere altre due parole per Lematre. Come vi ho detto, si trattava di un prete: un fatto
che pu sembrare strano, almeno stando alla vulgata, che vede scienza e religione come due realt
perennemente in conflitto e alternative l'una all'altra. Come stiano o dovrebbero stare le cose, invece,
ce lo insegna proprio Lematre con il suo esempio.
Come accade con tutte le grandi scoperte scientifiche che cambiano il nostro modo di guardare
il mondo, la teoria del Big Bang  stata ampiamente discussa anche a livello filosofico e religioso. Tra i
suoi sostenitori entusiasti c'era Pio XII, per il quale la nuova teoria dimostrava in modo definitivo che
la creazione era qualcosa di reale e, dunque, una prova dell'esistenza di Dio. Fu proprio Lematre a
consigliare al pontefice maggiore prudenza, convincendolo a non dichiarare pi che il Big Bang
sosteneva il creazionismo. Il suo punto di vista sembra condensarsi in queste parole, che tutti noi
dovremmo tenere presenti e che per me sono un grande esempio di modernit:
Esistono due vie per arrivare alla verit. Ho deciso di seguirle entrambe. Niente nel mio lavoro,
niente di ci che ho imparato negli studi di ogni scienza o religione ha cambiato la mia opinione. Non
ho conflitti da riconciliare. La scienza non ha cambiato la mia fede nella religione e la religione non ha
mai contrastato le conclusioni ottenute dai metodi scientifici.
Questo  l'atteggiamento che ho sempre fatto mio quando mi interrogano sul rapporto
scienza-religione. Ci sono stati sconfinamenti di campo, a volte da entrambe le parti, e nessuno pu
negare le forti ingerenze che la Chiesa ha esercitato nei confronti della scienza. La verit, per come la
vedo io,  semplice: scienza e religione fanno lavori diversi e dovrebbero limitarsi ciascuna al proprio
campo. Quando si prova a mischiarle, finisce sempre male. Mi piacerebbe vivere in un mondo in cui
nessuno chiede pi agli scienziati se sono atei o credenti, sperando cos di tirare acqua al proprio
mulino o, peggio, pensando che uno scienziato sia pi accreditato a parlare di Dio per chiss quale
distorto principio dell'auctoritas. In fin dei conti, la scelta di credere o meno in un'entit superiore
dipende poco dalle conoscenze che abbiamo e molto pi da ci che siamo, dal nostro percorso
esistenziale.
Ma tutto questo con l'astrofisica ha poco a che fare, per cui sar meglio abbandonare la filosofia
e la teologia e tornare a noi. Col tempo, il modello del Big Bang  stato sviluppato in modo da rendere
sempre pi conto di come, da quell'esplosione iniziale, si sia formato tutto ci che vediamo. Oggi  pi
o meno possibile tracciare una timeline che va dall'istante zero, cio il momento dell'esplosione da cui
ha avuto origine tutto  compresi spazio e tempo, motivo per cui, da un punto di vista scientifico, non
avrebbe molto senso chiedersi cosa ci fosse prima del Big Bang , fino ad arrivare ai giorni nostri. Ne
trovate una completa nell'immagine32 dell'inserto fotografico.
La storia delle storie, quella che ha dato origine a tutte le altre, inizia circa 13,7 miliardi di anni
fa da un punto di densit infinita che, all'improvviso, inizia la sua rapidissima espansione grazie a quel
processo che tutti chiamiamo Big Bang. Fino a 10-43 secondi dopo l'inizio
(0,0000000000000000000000000000000000000000001 secondi), non siamo in grado di dire che cosa
sia avvenuto. Sappiamo che all'epoca le quattro forze che dominano l'universo attuale  la forza di
gravit, quella elettromagnetica, la forza forte e la forza debole: la prima tiene assieme i protoni nei
nuclei, la seconda  responsabile della radioattivit  erano unite in un'unica formulazione, a noi
ancora sconosciuta. A oggi, infatti, siamo in grado di unificare solo le ultime tre forze, ma non la forza
di gravit:  uno dei grandi problemi della fisica contemporanea, risolto il quale capiremmo meglio ci
che  avvenuto in quei brevissimi eppure fondamentali istanti. A partire da 10-43 secondi, comunque, la
forza di gravit si separa dalle altre. L'universo, in origine incredibilmente caldo, continua a
espandersi, e nel farlo si raffredda. Nel giro di poche frazioni di secondo, anche le altre forze si
separano, mentre iniziano a formarsi le prime particelle elementari: gluoni, i mediatori delle forze, e
quark. Col raffreddamento, i quark iniziano a unirsi e a formare protoni e neutroni, i cosiddetti adroni.
Ci vogliono 100 secondi per arrivare alla nucleosintesi, la formazione dei primi nuclei atomici: deuterio
(un protone e un neutrone), elio (due protoni e due neutroni) e un po' di litio (nel suo isotopo con tre
protoni e quattro neutroni). Il nucleo di idrogeno esiste gi ed  composto da un singolo protone. Come
abbiamo visto, il quantitativo di ciascun elemento che si forma in questa fase  fissato dai modelli:
quello che si forma, sostanzialmente,  ci che poi osserveremo nell'universo attuale. Superati i tre
minuti dall'inizio del Big Bang, infatti, la nucleosintesi si interrompe, perch la temperatura si 
abbassata a tal punto da non rendere possibili ulteriori reazioni di fusione. Si forma il berillio 8, un
isotopo del berillio con quattro neutroni, ma si disintegra immediatamente, impedendo di fatto la sintesi
di altri nuclei. Tutti gli altri metalli  in senso astrofisico, ovviamente  sono prodotti solo nelle stelle, e
peraltro rappresentano una porzione pressoch insignificante della massa dell'universo.
In questa fase, l'universo  ancora estremamente denso e caldo: al momento della formazione
dei primi atomi, la temperatura  di 100 milioni di gradi. Questo fa s che i fotoni, che si sono gi
formati, urtino continuamente contro altre particelle, senza riuscire a procedere per lunghi percorsi in
linea retta.  un po' la stessa situazione che abbiamo incontrato nel Sole: i fotoni urtano di continuo
contro altre particelle, come in mezzo alla nebbia. L'universo, in altre parole, non  ancora trasparente.
La situazione cambia 380.000 anni dopo il Big Bang, quando la temperatura dell'universo scende a
3000 K e la sua densit diminuisce. Gli elettroni vengono catturati dai nuclei presenti e,
improvvisamente, i fotoni si trovano liberi di camminare in linea retta, dato che non ci sono pi
elettroni in giro a deviare il loro cammino.  la cosiddetta epoca della ricombinazione. Il momento
dell'ultimo urto dei fotoni descrive una superficie detta di ultimo scattering. Da questo momento in poi,
l'universo diventa trasparente e possiamo osservarlo con i nostri telescopi. Come ricorderete, essendo
la velocit della luce un valore finito, guardare lontano significa anche guardare indietro nel tempo. Ma
non possiamo andare oltre la superficie di ultimo scattering, perch l'universo allora non era ancora
trasparente, ma immerso per cos dire nella nebbia.  proprio da qui che proviene la famosa radiazione
di fondo:  questa superficie che stiamo osservando quando captiamo la famosa radiazione a 3,5 K di
Penzias e Wilson. A questo punto, per, qualcuno potrebbe porsi una domanda lecita. Abbiamo appena
detto che la superficie di ultimo scattering ha una temperatura di 3000 K, mentre la radiazione di fondo
 pari a 3,5 K: come  possibile? Per via del redshift. I fotoni sono partiti dalla superficie quasi 13
miliardi di anni fa, iniziando a correre verso di noi. Nel frattempo, per, la pista sulla quale correvano 
lo spazio  si  espansa, "stirandoli" a frequenze sempre pi ridotte per via dell'effetto Doppler.  per
questo che oggi li osserviamo a una temperatura tanto pi bassa.
Sempre in tema di espansione dell'universo, l'effetto Doppler permette anche di risolvere un
paradosso sul quale si sono rotte la testa generazioni di filosofi e scienziati, il cosiddetto paradosso di
Olbers. Sebbene porti il nome dell'astronomo tedesco che lo formul nel 1826, questo risale a tempi
pi antichi, almeno fino a Keplero. Il problema  il seguente: se l'universo  infinito nello spazio e nel
tempo, com' possibile che il cielo di notte sia buio? Ovunque io guardi dovrebbe esserci una stella,
tale da riempire completamente lo spazio di una luce diffusa. E invece no. Di notte c' buio, molto
buio. Perch?
Negli anni sono state proposte svariate soluzioni, a partire da quelle pi ovvie: l'universo non
esiste da sempre e non  infinito. La soluzione definitiva, comunque,  contenuta nel modello del Big
Bang. Poich l'universo  in espansione, ci sono moltissime sorgenti luminose che ancora non
possiamo vedere, semplicemente perch la loro luce, che viaggia a velocit finita, non ci  ancora
arrivata. Non solo: la luce di alcune sorgenti non ci arriver mai.  il caso di oggetti che si stanno
allontanando da noi a una velocit superiore alla luce. S, anche questo  possibile: la velocit della
luce  un limite invalicabile solo per il trasporto dell'informazione, non per l'espansione dello spazio,
come vedremo fra poco. Una volta, per spiegarlo, un mio professore us un'immagine efficace:  come
veder correre un maratoneta su una pista che si allunga. Se la velocit di allungamento  maggiore della
velocit mantenuta dal maratoneta, il poveretto al traguardo non ci arriver mai. Questa soluzione del
paradosso, peraltro, non implica neppure che l'universo sia finito nello spazio, ma solo che abbia avuto
un inizio e che sia in espansione.
Ma torniamo alla nostra radiazione cosmica di fondo. Negli anni  stato possibile osservarla
sempre pi nel dettaglio. L'ultima missione a tracciarne una mappa particolareggiata  stata Plank
(immagine33 dell'inserto fotografico):  la fotografia pi vecchia che siamo in grado di produrre
dell'universo. Le differenze di colore che notate sono differenze di temperatura: sono davvero minime,
se si pensa che la scala  in microKelvin, ossia un milionesimo di grado Kelvin, e tracciano differenze
in densit. Ebbene, quei granellini rossi rappresentano ci da cui ha avuto origine tutto: sono quelle
minuscole sovradensit che, grazie alla forza di gravit, hanno dato vita a tutto ci che osserviamo
intorno a noi. A pensarci, sembra davvero incredibile. Se proviamo a immaginare la superficie di
ultimo scattering come una tavola di legno spessa 10 cm, l'increspatura pi grande sarebbe alta un
millesimo di millimetro. Eppure quell'innocua increspatura  bastata a dare origine a tutto ci che
osserviamo.
Ma la storia non finisce qui. Il modello del Big Bang, cos come ve l'ho raccontato, presenta
ancora qualche problema: per esempio, non riesce a spiegare perch l'universo sia cos omogeneo a
grandi scale, e nemmeno perch sembri assolutamente piatto, come vedremo pi avanti. Consideriamo
il primo problema. Come abbiamo gi detto, l'informazione non pu viaggiare a una velocit pi alta
della luce. Questo significa che non possiamo vedere oggetti pi lontani da noi di 13,7 miliardi di anni
luce, essendo questa l'et dell'universo. La luce di una galassia distante 20 miliardi di anni luce
impiegherebbe appunto 20 miliardi di anni a raggiungerci, ma se l'universo esiste solo da 13,7 miliardi
di anni, quella luce non ha materialmente il tempo di arrivare fino a noi, proprio come il maratoneta che
non arriva mai al traguardo. Ma se esistono regioni che "non si parlano" perch troppo distanti, direte
voi, com' possibile che l'universo a grande scala sia cos omogeneo? Nel modello classico del Big
Bang, si tratta di un problema irrisolvibile. Per superarlo, negli anni Settanta fu proposta l'ipotesi
dell'inflazione: si tratterebbe di una fase di espansione incredibilmente rapida dell'universo, avvenuta
10-35 secondi dopo il Big Bang e durata circa 10-36 secondi. L'effetto di questa inflazione sarebbe stato
quello di "congelare" l'universo in una fase in cui era ancora abbastanza piccolo perch tutte le regioni
si parlassero e rimanesse omogeneo come ci appare ora, per poi farlo espandere al punto da rendere le
varie regioni sconnesse causalmente, cio non visibili fisicamente. S, mi rendo conto,  difficile da
capire. Io stessa sono riuscita ad afferrare bene il concetto solo dopo un corso specifico del mio
dottorato
Per molto tempo l'inflazione  sembrata una soluzione costruita ad hoc, eppure risolve tanti
problemi ed  stata anche confermata da varie osservazioni del fondo cosmico. La smoking gun vera e
propria sembrava essere venuta fuori nel marzo 2014, quando l'esperimento BICEP2 annunci di aver
trovato traccia nel fondo cosmico di onde gravitazionali corrispondenti a quelle predette dalla teoria
dell'inflazione. L'annuncio fece grandissimo scalpore: ormai sembravano non esserci dubbi sul fatto
che l'inflazione non era una teoria ad hoc, ma il modo corretto di interpretare la storia della formazione
dell'universo. Il problema  che, al momento, nessuno  stato in grado di replicare l'esperimento; fra
l'altro, dal punto di vista operativo, c' il dubbio che gli sperimentatori non abbiano tenuto in giusto
conto tutta una serie di effetti osservativi che potrebbero aver compromesso e falsato il risultato delle
loro misure. La questione, insomma,  ancora aperta.
Finora, comunque, la teoria dell'inflazione sembra funzionare e ha dimostrato anche una
discreta capacit predittiva. Finch non salteranno fuori nuove evidenze, continuer a essere il
candidato migliore in grado di spiegare come abbia fatto l'universo a diventare ci che  ora.
Ora che abbiamo capito come abbia fatto l'universo a diventare quello che vediamo ogni notte
e, visto che ci siamo immersi dentro, ogni giorno, possiamo porci un'ultima grande domanda: si pu
dire qualcosa del suo futuro? Lo vedremo nel prossimo capitolo.
12
DOVE VA A FINIRE IL CIELO
Sull'origine dell'universo siamo riusciti a sviluppare un paio di idee che sembrano accordarsi
abbastanza con le evidenze sperimentali. La faccenda, per, non pu ancora dirsi chiusa. Com' fatto
davvero il nostro universo? Ce ne sono altri, l fuori? E come andr a finire questa lunghissima storia?
A centocinquanta pagine e pi dalla prima, eccoci tornati al punto di partenza, a quella
domenica in cui me ne stavo accucciata su mio padre sopra il divano a righe della casa in cui sono nata,
mentre la gallina faceva capolino in mezzo a galassie lontanissime e Stephen Hawking si domandava
che cosa fosse il tempo e che fine avrebbe fatto l'universo. A ben guardare, la fine di questo nostro
viaggio  l'inizio della storia: sono le prime domande che l'uomo si  posto, e la storia delle risposte
che si  dato via via tracciano il percorso di noi tutti, un percorso che si muove tra mito, filosofia, arte e
scienza. Qui, per ovvi motivi, considereremo la questione dall'ultimo punto di vista, anche se a volte ci
sembrer di sconfinare nella filosofia. Ma la fisica teorica  anche questo: al suo interno, in effetti, c'
un ampio dibattito su che cosa sia scienza e cosa filosofia.
Per vedere come va a finire la storia, dobbiamo tornare al nostro amico Friedmann, che
abbiamo gi incontrato nel capitolo precedente. Come ricorderete, Friedmann era partito dalla relativit
generale di Einstein, postulando il principio cosmologico dell'isotropia e omogeneit dell'universo a
grande scala nelle equazioni che portano il suo nome. Queste non permettono solo di tracciare
l'evoluzione dell'universo, ma anche il suo destino finale. Tutto dipende da un parametro
fondamentale, generalmente indicato dalla lettera greca Omega, ?: si tratta della densit, o meglio, del
rapporto tra la densit del nostro universo e la densit critica, cio quella necessaria per avere un
universo piatto. Per capire che cosa significhi, facciamo un piccolo passo indietro.
Abbiamo visto che l'universo  in espansione. Ma questa espansione pu essere fermata? E se
s, in che modo? La grande forza che domina sulle distanze stellari e galattiche, ormai l'abbiamo
capito,  la forza di gravit; se c' qualcosa che pu fermare l'espansione  proprio lei. In linea teorica,
l'attrazione fra i corpi presenti nell'universo a un certo punto potrebbe essere in grado di fermare
l'espansione. Dipende tutto dalla massa: se ce n' a sufficienza, l'espansione potrebbe fermarsi o
addirittura invertirsi. Prima di proseguire, conviene per definire un paio di grandezze che ci
torneranno utili: la prima  la densit critica, ossia quella tale da permettere all'espansione di
proseguire indefinitamente, rallentando in modo progressivo ma senza mai fermarsi. Per i pi scafati in
matematica, potremmo sintetizzare il tutto cos: la velocit di espansione tende indefinitamente a zero.
A questo punto ?  cos definita:
? = ?/?c
dove ?c  la densit critica e ? la densit della materia presente nell'universo. In realt  pi
corretto parlare di materia-energia: tra le varie conseguenze della relativit generale di Einstein, infatti,
c' anche quella che materia e energia possano trasformarsi l'una nell'altra secondo la famosissima
formula
E = mc2
dove E  l'energia, m la massa e c la velocit della luce. A seconda del valore di ?, avremo tre
differenti destini per l'universo:
Se ?<1, la massa presente nell'universo non basta a fermare l'espansione, che quindi
proseguir indefinitamente. Come sappiamo dalla relativit generale, le masse deformano lo spazio: a
ciascun caso, quindi, corrisponder anche una geometria dello spazio-tempo. Se la densit  troppo
bassa, ci troviamo in un universo iperbolico, come vediamo nella figura (b) del disegno 1: il nostro
universo ha la forma di una sella; se ci disegnassimo sopra un triangolo, la somma degli angoli interni
sarebbe inferiore a 180. Un universo del genere si dice aperto;
Se ?=1, la massa presente nell'universo rallenta l'espansione ma non  in grado di fermarla.
Questa prosegue, rallentando sempre di pi, senza mai interrompersi. Come vediamo nella figura (c), la
geometria corrispondente  una geometria piatta, detta anche geometria euclidea, quella che studiamo
tutti a scuola. Qui, la somma degli angoli interni di un triangolo corrisponde esattamente a 180. Un
universo di questo tipo si dice piatto;
Se ?>1, la massa  sufficiente non solo a rallentare l'espansione, ma a fermarla e addirittura a
invertirla. Il destino finale di un universo del genere  il cosiddetto Big Crunch: l'espansione si ferma e
ha inizio la contrazione, sempre pi rapida, finch tutto non torna a concentrarsi nuovamente in un
punto. La geometria corrispondente  quella sferica, nella quale la somma degli angoli interni di un
triangolo  maggiore di 180, come vediamo nella figura (a). In questo caso parliamo di universo
chiuso.
Disegno 1. Le tre geometrie dell'universo in un'approssimazione bidimensionale. Universo
chiuso (a); universo aperto (b); universo piatto (c).
Il nostro universo deve ricadere in una di queste categorie. Gi, ma quale? Per capirlo possiamo
seguire due metodi differenti: misurare la densit del nostro universo o provare a misurarne la
geometria. Partiamo dal secondo.
Una misurazione del genere sull'universo locale, cio sui nostri dintorni, non ha senso. La
geometria, qui,  deformata da un gran numero di effetti: pensiamo solo al fatto che viviamo sulla
Terra, che  una superficie curva. Per questo, occorre misurare la geometria di qualcosa di abbastanza
distante. Come abbiamo gi visto, la cosa pi distante che possiamo osservare  la superficie di ultimo
scattering, che in effetti  stata oggetto di diversi esperimenti. Uno importante  stato il cosiddetto
esperimento BOOMERanG (Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation and
Geophysics), Osservazioni da pallone della radiazione extragalattica, un pallone-sonda lanciato nel
1997 che ha volato a 42 km di altezza e ha effettuato esattamente questa misurazione. L'idea alla base 
abbastanza semplice se guardiamo il disegno 2. Immaginiamo di piazzare in un punto lontanissimo
dalla Terra un righello talmente grande da poterlo vedere anche a quella distanza. Misurando l'angolo
sotto il quale lo osserviamo dalla Terra, saremo in grado di capire la geometria dell'universo:
conoscendo la dimensione del righello e la sua distanza da noi, infatti, possiamo calcolare esattamente
l'angolo sotto cui dovrebbe apparirci in caso di universo piatto, dove funziona la geometria euclidea
(a). Viceversa, se misurassimo un angolo maggiore di quello previsto (b), capiremmo di trovarci in un
universo chiuso, mentre di fronte a un angolo minore (c) saremmo sicuramente in un universo aperto.
Ora, si d il caso che la superficie di ultimo scattering sia davvero il righello ideale. La sua distanza la
conosciamo: circa 13,7 miliardi di anni luce. Sappiamo anche che, all'epoca, l'universo aveva circa
300.000 anni. Questo ci offre un dato importante, perch significa che regioni dell'universo primordiale
distanti pi di 300.000 anni luce non possono essere in contatto causale, cio visibili fisicamente. In
altre parole, dobbiamo aspettarci che le piccole anisotropie o disomogeneit e le minuscole differenze
di temperatura e densit che si trovano sulla superficie di ultimo scattering  quelle che poi hanno dato
vita alle galassie e a tutto ci che osserviamo  abbiano una scala caratteristica di 300.000 anni luce.
Ecco qua il nostro righello, di cui conosciamo distanza e dimensione. A questo punto basta misurare
l'angolo sotto il quale le osserviamo. Un'impresa non facilissima, che ha rappresentato a lungo una
sfida osservativa, dato che le anisotropie di cui parliamo sono davvero microscopiche e ci  voluto del
tempo per riuscire a risolverle, cio a vederle fisicamente. Per molti anni ci siamo trovati nella stessa
situazione di chi ha in mano una videocamera con pixel pi grandi dell'oggetto che vuole fotografare:
quello che si ottiene  appunto un'immagine "pixellata", come dicono i nerd, o non risolta, come
dicono quelli che ne sanno.
Disegno 2. Misura della geometria dell'universo. Nell'universo piatto l'angolo coincide con
quello atteso (a), nell'universo chiuso  maggiore (b), nell'universo aperto inferiore (c).
Il risultato di BOOMERanG ci dice che ? = 1.00  0.12. Nei limiti degli errori osservativi,
insomma, l'universo  piatto. Plank, l'ultima missione in ordine di tempo ad aver eseguito la misura, ha
fornito un risultato identico e pi preciso: ? = 1.00  0.02. Plank  un'altra di quelle missioni che mi
sono particolarmente care: non solo conosco persone che ci hanno lavorato, ma fu lanciato nel 2009,
l'anno in cui ero incinta. L'Universit di Tor Vergata, coinvolta nello sviluppo, organizz una diretta
del lancio e io, che all'epoca ero al secondo anno di dottorato, andai ad assistere coi miei colleghi. Fu il
primo lancio di una sonda a cui avessi mai partecipato. E non so se fu colpa del mio stato emotivo
piuttosto instabile  da incinta mi commuovevo per qualsiasi cosa, una volta piansi sul balletto di Max
in Madagascar 2  o del fatto di condividere la tensione di chi ci aveva messo del suo, ma mi
commossi. Fu un grande momento, che avrei rivissuto qualche anno dopo a livello pi intenso col
lancio di Gaia. Ma torniamo a noi.
Quindi  tutto ok?, vi chiederete. L'universo  piatto e la sua espansione continuer
indefinitamente, rallentando sempre ma senza arrestarsi mai? Non proprio. Perch i problemi
cominciano se proviamo a calcolare ? con il primo metodo che avevamo anticipato, cio misurando la
densit dell'universo.
L'abbiamo gi detto, misurare il contenuto di materia dell'universo  problematico. Se
consideriamo unicamente la materia che emette luce, otteniamo un valore di densit pari a meno del
4% di quello necessario per "chiudere" l'universo: in questo caso, la questione della sua piattezza non
torna proprio. Aggiungendo anche la materia oscura, otteniamo che ? ? 0.315  0.018, e ancora una
volta non siamo in grado di spiegare la geometria piatta osservata. Ma c' anche un altro elemento da
aggiungere al quadro.
Nel 1998, l'osservazione di alcune supernovae distanti di tipo Ia calcol redshift superiori a
quelli previsti dai modelli correnti sull'espansione dell'universo. Sembrava che l'universo, a un certo
punto della sua storia, avesse iniziato ad accelerare la propria espansione. Questa scoperta, per la quale
Saul Perlmutter, Brain P. Schmidt e Adam G. Reiss avrebbero ottenuto il premio Nobel per la Fisica
nel 2011, era quasi del tutto inaspettata. Dico quasi del tutto perch, in verit, c'era una cosa che poteva
quantomeno descriverla in termini matematici, se non darle un chiaro significato fisico: la famigerata
costante cosmologica, per gli amici Lambda, ?. Einstein la inser nelle sue equazioni come una specie
di costante di "gravit repulsiva", che serviva pi che altro a mantenere stazionario l'universo. Come
abbiamo gi visto, per molto tempo gli scienziati hanno preferito quest'ipotesi al modello di universo in
espansione che oggi va per la maggiore. Quando Hubble dimostr che era effettivamente cos, Einstein
si pent di quella costante, definendola il pi grande errore della sua vita. Poi per iniziarono a
emergere le prove che l'universo aveva iniziato ad accelerare nella propria espansione, a quel punto ?
torn improvvisamente in auge, perch era in grado di dare una forma matematica a un fenomeno fisico
sostanzialmente inspiegabile. Gi, ma perch all'improvviso quell'accelerazione? Una risposta
soddisfacente, a dirla tutta, non c'. L'idea generale  che esista un'energia oscura che induce
un'espansione accelerata, di cui ? rappresenta la formulazione matematica. Sulla sua natura reale
disponiamo solo di ipotesi e di nessuna prova certa. C' perfino chi, di recente, ha messo in dubbio
l'esistenza dell'energia oscura, sostenendo che potrebbero esserci effetti osservativi di cui non si 
tenuto conto e che, se considerati, porterebbero a ridimensionare le prove che l'universo abbia
accelerato la propria espansione. In realt le prove ci sono e sono tante, ma non si pu mai sapere. A
dire se ci siamo sbagliati o avevamo ragione saranno soltanto il tempo e ulteriori prove sperimentali.
In attesa di quel momento, data la sostanziale equivalenza di massa ed energia stabilita dalla
relativit generale e tenendo conto anche dell'energia oscura, avremo
? = ?m + ?? = 0.3150.018 + 0.68170.018 = 1.000.02
dove ?m  il contributo della massa, sia nella componente visibile che in quella oscura, e ??
quello della costante cosmologica. Tutti i valori indicati nella formula sono quelli misurati da Plank.
Va bene, direte voi, ma a parte tutti questi "lati oscuri" che nemmeno in Star Wars, alla fine
tutto torna, no? Non ancora. Perch il nostro universo ha un'altra disturbante caratteristica: sembra fatto
apposta per ospitare la vita. Le leggi fisiche funzionano sulla base di un certo numero di costanti il cui
valore sembra essere stato appositamente fissato in modo da permettere a noi di essere qui. E c' di pi:
se alcune di queste costanti fossero state anche di poco diverse dai valori che possiedono, l'universo
avrebbe avuto una vita incredibilmente pi breve, sarebbe collassato prima ancora di nascere o le
galassie non avrebbero nemmeno potuto formarsi.  il problema del fine tuning: tutti i parametri pi
importanti sono finemente regolati su valori tali da permettere il formarsi di un universo cos come noi
lo conosciamo.
Facciamo un esempio: la massa del neutrone  solo di poco maggiore a quelle del protone,
dell'elettrone e del neutrino combinate assieme. Se fosse gi dell'1% pi bassa rispetto a quella che
possiede nel nostro universo, non si sarebbero potuti formare atomi pi pesanti del litio  o comunque,
se ne sarebbero potuti formare davvero pochissimi , e noi siamo fatti in gran parte di questi atomi.
Dicasi lo stesso per la forza forte: se fosse stata anche solo dell'1% pi debole, o pi forte, il carbonio e
gli elementi pi pesanti non si sarebbero mai formati, e noi siamo una forma di vita basata sul carbonio.
Oppure consideriamo la nostra amica ?. Il suo valore  10-52 m-2: una quantit irrisoria, ma comunque
diversa da zero. Eppure, se non avesse avuto questo valore, le galassie non sarebbero state in grado di
formarsi e noi, adesso, non saremmo qui. Da un punto di vista scientifico, tutto ci ha un che di
disturbante: com'era gi successo con la scoperta dell'universo in espansione da parte di Hubble, ecco
che, dopo aver passato secoli a convincerci di non essere proprio al centro di niente, scopriamo un
complotto cosmologico in cui tutto sembra tornare per farci essere qui e ora.  il famoso principio
antropico, sul quale fisici e filosofi hanno versato fiumi d'inchiostro. Nella sua formulazione
originaria, teorizzata da Brandon Carter nel 1973, il principio afferma che, in fin dei conti, ci troviamo
in una posizione privilegiata nell'universo, per il semplice fatto che questo  "costruito" in modo tale
da permettere la nostra esistenza, e che si tratta di un dato di fatto da cui non possiamo prescindere.
Probabilmente mi sfugge qualcosa, visti i dibattiti dotti e accesissimi che ha suscitato nel corso
degli anni, ma a me il principio antropico  sempre sembrato un po' a cavallo fra la tautologia e la
morte della scienza: l'universo  cos perch  cos. La cosa pi probabile, ripeto,  che sfugga
qualcosa a me. Ma c' modo di spiegare altrimenti questo apparente miracolo? Siamo davvero cos
importanti o, forse, ci sfugge qualcosa?
Stando ad alcune teorie, la risposta giusta  la seconda. Tutto si rimetterebbe improvvisamente
in prospettiva, se il nostro non fosse L'UNIVERSO (ossia l'unico possibile) ma solo uno dei tanti
universi esistenti, dotati ciascuno delle sue costanti, sottilmente diverse l'una dall'altra. Non ci sarebbe
nulla di speciale nel posto in cui ci troviamo noi: sarebbe solo un universo fra tanti, in cui le cose si
sono date in modo tale da permettere a noi di essere qui. Non solo: l fuori sarebbe pieno di posti in cui
la costante cosmologica  molto pi grande o molto pi piccola, in cui vigono leggi fisiche differenti e
le cose funzionano in chiss quale strano modo. Siamo solo una perlina di una gigantesca collana, forse
infinita, che si chiama multiverso.
La teoria torna ed  affascinante, ma ha un grosso problema: poich gli universi non sono in
alcun modo in comunicazione tra loro, non risponde al criterio di falsificabilit al quale sottostanno le
teorie scientifiche. Non c' fisicamente modo di sapere se l fuori ci siano davvero o no altri universi:
siamo vicini, eppure infinitamente lontani, destinati a non toccarci mai e a non sapere mai l'uno
dell'esistenza dell'altro. O forse no?
Di recente si  avanzata l'ipotesi che le conseguenze di alcuni esperimenti condotti dall'LHC, il
gigantesco acceleratore di particelle in funzione al CERN di Ginevra, potrebbero darci indizi indiretti
sull'esistenza di altri universi. Nel giugno 2015, l'LHC  stato riacceso dopo un lungo periodo di
inattivit, durante il quale  stato aggiornato e potenziato in modo da produrre urti tra particelle a
energie straordinarie, finora mai toccate in nessun esperimento a Terra. Oggi, comunque,  ancora
presto per trarre conclusioni su eventuali prove indirette dell'esistenza del multiverso. Per un po' di
tempo, forse molto, continuer a trattarsi di un'ipotesi affascinante e di un tema ideale per bei libri di
fantascienza, come Multiversum di Leonardo Patrignani.
Certo, fa impressione pensare a come cambino in fretta le cose: meno di cent'anni fa eravamo
convinti di vivere in un universo che si esauriva nelle stelle della nostra galassia, un luogo tutto
sommato piccolo, ma che gi cos ci appariva sconfinato, e ora immaginiamo perfino che esistano
ulteriori universi, l fuori  questo il cammino della scienza, l'unica cosa capace, fino all'invenzione
del motore a curvatura, di portarci l dove nessuno  mai stato prima, in mezzo a stelle, galassie,
ammassi e, chiss, forse anche altri universi. La scienza, certo, ma anche l'immaginazione, due cose
che, contrariamente al luogo comune pi diffuso oggi, sono strettamente collegate. S, perch  la
capacit immaginativa delle nostre menti a permetterci di produrre idee nuove, di testarle sul campo e
renderle teorie capaci di predire qualcosa del nostro mondo. Siamo piccoli e forse anche soli, in questo
vuoto cosmico, eppure l'universo non  pi il luogo cos freddo, buio e sconosciuto che ci appare dalle
foto degli Hubble Deep Fields. Dalla minuscola prospettiva nella quale siamo relegati, i nostri occhi
osservano quell'universo con meraviglia, e le nostre menti non cessano mai di interrogarlo e di
riempirlo di teorie sempre pi affascinanti. E, forse,  proprio questa la ragione del nostro essere qui e
ora.

EPILOGO
Eccoci arrivati alla conclusione del nostro viaggio. Non tutto di quel che vi ho raccontato l'ho
"visto" davvero stando sdraiata su un prato. Eppure, ogni volta che alzo gli occhi al cielo,  come se lo
vedessi. Perch qualcuno prima di me l'ha visto, in un modo o nell'altro: a occhio nudo, all'inizio dei
tempi, quando Ipparco compil il suo primo catalogo, poi col telescopio, come fece Galileo quando
scopr i satelliti medicei di Giove, e via via con strumenti sempre pi sofisticati, fino ad arrivare alle
sonde spaziali, i nostri occhi puntati su pianeti alieni e sul freddo buio cosmico. La scienza  un lavoro
di gruppo, come la vita: non la si fa solo per se stessi, ma per tutti, perch tutti sappiano, capiscano e,
capendo, amino e ammirino. Per questo, ogni volta che alzo gli occhi al cielo,  come se vedessi tutto:
le infinite altre galassie che popolano il vuoto cosmico, i buchi neri, invisibili per definizione, e pi
oltre, a circondarci come un guscio, la radiazione cosmica di fondo, quella nenia celeste da cui tutto ha
avuto origine.
Spero vi siate divertiti almeno quanto mi sono divertita io. Molto spesso, della scienza, passa
solo il volto pi severo; c' chi se l'immagina come il compagno di classe secchione che ha sempre una
risposta per tutto o, peggio ancora, come l'amico saccente che ti rovina un film dicendoti subito come
va a finire. Per me la scienza non  mai stata questo.
Una volta Richard Feynman, fisico famoso e divulgatore straordinario, vincitore fra l'altro del
premio Nobel, raccont questo aneddoto:
Ho un amico artista che alle volte dice cose con le quali non sono molto d'accordo. Magari
raccoglie un fiore e dice: Guarda com' bello, e sono d'accordo; ma poi aggiunge: Io riesco a
vedere che  bello proprio perch sono un artista; voi scienziati lo scomponete in tanti pezzi e diventa
una cosa senza vita, e allora penso che abbia le traveggole. Per cominciare, la bellezza che vede lui 
accessibile a chiunque e quindi anche a me, credo. Non avr un senso estetico raffinato come il suo, ma
sono comunque in grado di apprezzare la bellezza di un fiore. Per di pi vedo nel fiore molte cose che
lui non riesce a vedere. Posso immaginare le cellule, l dentro, e i complicati meccanismi interni,
anch'essi con una loro bellezza. Non esiste solo la bellezza alla dimensione dei centimetri, c' anche su
scale pi piccole, nella struttura interna, o nei processi. Il fatto che i colori dei fiori si siano evoluti per
adescare gli insetti impollinatori, ad esempio,  interessante: significa che gli insetti vedono i colori. E
allora uno si chiede: il senso estetico dell'uomo vale anche per le forme di vita inferiori? Perch 
estetico? Domande affascinanti che mostrano come una conoscenza scientifica in realt dilati il senso
di meraviglia, di mistero, di ammirazione suscitati da un fiore. La scienza pu solo aggiungere; davvero
non vedo come e che cosa possa togliere.
Ecco, io l'ho sempre pensata cos. Cos forse mi  stato insegnato; cos, di sicuro, ho sempre
percepito la conoscenza nella mia vita.  la meraviglia a guidare tutto. L'uomo guarda, ammira e,
infine, vuole capire, perch amare  capire. Non puoi amare davvero qualcosa che non conosci, e pi
ami una cosa pi vuoi penetrarne la fibra pi intima, in un desiderio di fusione sempre pi profondo
con l'oggetto del tuo amore.
Credo che l'artificiosa distinzione fra cultura scientifica e cultura umanistica che con gli anni ha
finito per imporsi abbia fatto molto male all'umanit. E non intendo solo a livello metaforico: pensate
ai rigurgiti di superstizione tipici della nostra epoca, alle bufale sui vaccini e sull'autismo che causano
letteralmente morti e che rivelano una totale ignoranza su cosa siano la scienza e il metodo scientifico.
Credere che la scienza non serva, che sia pericolosa o comunque figlia di un dio minore porta a risultati
catastrofici. Un mondo in cui viene giustamente considerato grave non sapere che cosa sia la Divina
Commedia, ma in cui un laureato pu tranquillamente ignorare che cosa dicano le leggi di Maxwell o di
Keplero,  un mondo in cui la gente compie scelte senza avere le giuste informazioni. La poesia, la
letteratura, la filosofia servono a capire il mondo, ma anche la scienza  indispensabile, ed  portatrice
di altrettanta bellezza. Io mi sono sempre mossa sul confine tra scienza e letteratura e non mi sono mai
sentita divisa a met o costretta a definirmi univocamente, n ho mai percepito il mio essere scienziata
e il mio essere scrittrice in conflitto l'uno con l'altro. Perch il mondo  un posto vasto, pieno di
domande senza risposta, ed  possibile conoscerlo tramite tanti approcci diversi, tutti ugualmente utili,
nel loro campo.
Pi importante ancora delle nozioni che ho cercato di trasmettervi, per me il nucleo e il cuore di
questo nostro viaggio  il sense of wonder. S, lo stesso a cui faccio appello quando scrivo le mie storie
ambientate in mondi inesistenti, governati da leggi fisiche fantastiche. Vorrei che fosse questo a
restarvi, pi di tutto il resto: l'idea che viviamo in un luogo pieno di mistero, che abbiamo appena
iniziato a comprendere, e che il processo che ci porta a dipanare questo mistero  bello e affascinante
quanto le cose che studiamo.  bella l'immagine di una galassia, ma  bella anche la teoria che ne
spiega la formazione e il movimento. Si tratta di bellezze diverse: una delle due, forse,  pi difficile da
fruire perch  qualcosa a cui siamo poco abituati, ma anche nella matematica, nella teoria o nella
formula c' altrettanta bellezza, altrettanta meraviglia, altrettanto stupore. E vorrei che fosse questo a
restarvi, perch  questa la molla della conoscenza: la curiosit e lo stupore ci spingono a sapere, e
quello che scopriamo da soli ci resta molto pi impresso di quello che ci viene raccontato da qualcun
altro. E poi io sono una scrittrice di genere: per me, il divertimento viene prima di tutto.
Spero vi siate divertiti, dunque, e che vi sia venuta la curiosit di indagare ancora. C' tanto da
scoprire, c' tanto bisogno di menti fresche che si mettano all'opera. Vi lascio con una citazione che
amo molto e che, spesso, leggo durante i miei eventi divulgativi.  di Carl Sagan, un altro fisico che ha
vissuto in bilico tra scienza e letteratura. Nel 1990, la sonda Voyager 1 scatt una foto della Terra da 6
miliardi di chilometri di distanza. Come abbiamo visto, inizialmente la sonda era stata mandata l per
studiare Giove e Saturno. L'idea di girare la camera verso la Terra fu proprio di Sagan, e il risultato 
l'immagine 34 che trovate nell'inserto fotografico: il pale blue dot, come  noto al grande pubblico,
ossia il pallido pallino azzurro. Sagan la descrisse cos, e a me  sembrato il modo pi giusto per
chiudere quest'avventura:
Da questo distante punto di osservazione, la Terra pu non sembrare di particolare interesse. Ma
per noi,  diverso. Guardate ancora quel puntino.  qui.  casa.  noi. Su di esso, tutti coloro che
amate, tutti coloro che conoscete, tutti coloro di cui avete mai sentito parlare, ogni essere umano che sia
mai esistito, hanno vissuto la propria vita. L'insieme delle nostre gioie e dei nostri dolori, migliaia di
religioni, ideologie e dottrine economiche, cos sicure di s, ogni cacciatore e ogni raccoglitore, ogni
eroe e ogni codardo, ogni creatore e ogni distruttore di civilt, ogni re e ogni plebeo, ogni giovane
coppia innamorata, ogni madre e ogni padre, ogni figlio speranzoso, ogni inventore e ogni esploratore,
ogni predicatore di moralit, ogni politico corrotto, ogni "superstar", ogni "comandante supremo", ogni
santo e ogni peccatore nella storia della nostra specie  vissuto l, su un minuscolo granello di polvere
sospeso in un raggio di sole. La Terra  un piccolissimo palco in una vasta arena cosmica.
Pensate ai fiumi di sangue versati da tutti quei generali e imperatori affinch, nella gloria e nel
trionfo, potessero diventare per un momento padroni di una frazione di un puntino. Pensate alle
crudelt senza fine inflitte dagli abitanti di un angolo di questo pixel agli abitanti scarsamente
distinguibili di qualche altro angolo, quanto frequenti le incomprensioni, quanto smaniosi di uccidersi a
vicenda, quanto fervente il loro odio. Le nostre ostentazioni, la nostra immaginaria autostima,
l'illusione che noi si abbia una qualche posizione privilegiata nell'universo, sono messe in discussione
da questo punto di luce pallida. Il nostro pianeta  un granellino solitario nel grande, avvolgente buio
cosmico. Nella nostra oscurit, in tutta questa vastit, non c' alcuna indicazione che possa giungere in
aiuto da qualche altra parte per salvarci da noi stessi.
La Terra  l'unico mondo conosciuto che possa ospitare la vita. Non c' altro posto, per lo
meno nel futuro prossimo, dove la nostra specie possa migrare. Visitare, s. Colonizzare, non ancora.
Che ci piaccia o meno, per il momento la Terra  dove ci giochiamo le nostre carte.  stato detto che
l'astronomia  un'esperienza di umilt e che forma il carattere. Non c' forse migliore dimostrazione
della follia delle vanit umane che questa distante immagine del nostro minuscolo mondo. Per me,
sottolinea la nostra responsabilit di occuparci pi gentilmente l'uno dell'altro, e di preservare e
proteggere il pallido punto blu, l'unica casa che abbiamo mai conosciuto.
...
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...
FINE.
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LIBRI CHE HO CONSULTATO
Capitolo 4
L. Viazzo, Miti e leggende dello spazio siderale. Come gli antichi hanno letto il cielo, Demetra,
Colognola ai Colli 1998.
M. Hack, V. Domenici, Notte di stelle, Sperling & Kupfer, Milano 2010.
E. Cadelo, Quando i romani andavano in America. Scienza e conoscenze degli antichi
navigatori, Palombi, Roma 2009.
Capitolo 5
M. Heydari-Malayeri, L'enigma delle stelle massicce, in "Le Scienze", n. 475, marzo 2008, pp.
64-71.
R. Buonanno, Il cielo sopra Roma, Springer, Milano 2008.
V. Castellani, Fondamenti di Astrofisica Stellare, Zanichelli, Bologna 1985.
Capitolo 6
NASA, Sun: Facts & Figures
(http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts)
A.L. Peratt, Advances in Numerical Modeling of Astrophysical and Space Plasmas, in
"Astrophysics and Space Science", vol. 242, nn. 1-2, 1996, pp. 93163.
F. Schiller, N. Przybilla, Quantitative spectroscopy of Deneb, in "Astronomy & Astrophysics",
vol. 479, n. 3, 2008, pp. 849858.
Capitolo 7
http://www.lescienze.it/news/2011/12/17/news/
2012_supernova_raggi_gamma_rischio-747034/
Capitolo 8
https://www.lnf.infn.it/edu/materiale/nautilus.pdf
...
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RINGRAZIAMENTI.
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Questo libro, pi di tanti altri, deve la sua esistenza a molte persone. Era un'idea che avevo in
mente da tempo, ma di sicuro non sarebbe mai diventata realt senza l'appoggio di Sandrone Dazieri,
scopritore, mentore e amico, che ci ha creduto e si  impegnato per renderla possibile, indirizzandomi
sulla strada giusta per trovare la mia voce in questo nuovo mondo. Senza di lui, semplicemente, questo
libro non ci sarebbe stato.
Un grazie enorme a Luigi Pulone, che mi ha aiutata nella revisione scientifica del libro e che,
indipendentemente da questo, ha giocato un ruolo importantissimo nella mia formazione come
scienziata. La sua passione per la scienza, la sua capacit di stupirsi ancora e di ammirare l'universo
hanno avuto un'impronta profondissima su di me.
Grazie a Marta Treves, che ha seguito passo passo l'avventura, si  appassionata e ha avuto
tanta parte nella realizzazione di questo libro.
Grazie a Fiore De Luise per i suoi consigli su come scampare a un ipotetico Armageddon: ho
imparato un bel po' di cose nuove, ed  stato un vero piacere. Grazie a Marco Casolino per le
osservazioni, i consigli e le chiacchierate nerd. Grazie a Matteo Monelli, per tutto l'aiuto che mi ha
dato in passato e per quello che mi ha offerto nella stesura di questo libro.
Grazie ai miei genitori, che mi hanno iniziata alla scienza. Senza di loro, da bambina, non avrei
mai aperto la rivista "Le Scienze" e la mia strada, probabilmente, sarebbe stata molto diversa. Grazie a
mio zio, che ha letto il libro in bozze ed  stato il mio primo vero contatto con la fisica. Avrei sempre
voluto incontrare un professore come lui, nella mia carriera scolastica.
Grazie a tutti i professori e colleghi che ho incontrato in questi anni, agli amici che hanno
percorso con me un pezzo di strada nella mia avventura scientifica e che mi hanno formata e mi hanno
insegnato qualcosa. Un grazie particolare al professor Roberto Buonanno e al professor Giuseppe Bono
per tutto quello che mi hanno insegnato e ancora mi insegnano, non solo nel campo dell'astronomia.
Grazie infine a Giuliano, che queste cose me le aveva gi sentite dire in cento salse e in cento
occasioni diverse ma ha avuto comunque la pazienza di leggere questo libro per darmi spunti,
suggerimenti, aiuti. Molte immagini e molti riferimenti vengono direttamente dal suo lavoro.  alla
fisica, del resto, che devo la sua presenza: se non l'avessi studiata, noi due non ci saremmo mai
incontrati, e io non so davvero che fine avrei fatto.
Grazie a Irene. Ti auguro di non smettere mai di essere curiosa ed entusiasta come lo sei ora.
Nel tuo piccolo di bimba, incarni tutto ci che uno scienziato dovrebbe essere: un animo curioso,
appassionato e sempre pronto a farsi stupire dalla meraviglia del cosmo.
...
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...
FINE.