quelli della via lattea

La Luna e l'origine della vita

In assenza del nostro satellite, l'orientazione dell'asse di rotazione terrestre subirebbe ampie variazioni caotiche nel tempo, dando origine a mutamenti climatici estremi e a condizioni ambientali inadatte alla vita.

di Jacques Laskar

A tutti noi è familiare il ritmo delle stagioni, la cui successione è dovuta al fatto che l'equatore forma un angolo rispetto al piano dell'orbita terrestre intorno al sole. Questa inclinazione di 23 gradi e 27 primi è anche la causa dell'esistenza di regioni, all'interno dei circoli polari Artico e Antartico, nelle quali i giorni e notti durano all'incirca sei mesi. La distribuzione della quantità di calore solare che giunge al suolo dipende dall'inclinazione dell'asse terrestre, e che è dunque uno degli elementi fondamentali per la comprensione del clima. I calcoli che abbiamo effettuato al Bureau des Longitudes di Parigi indicano che la Luna stabilizza le possibili oscillazioni dell'inclinazione dell'asse e quindi agisce come il fattore di regolazione del clima terrestre. Nel 120 a.C. Ipparco scoprì che la direzione dell'asse di rotazione della terra non è fissa, ma in realtà descrive un cono nello spazio, con un periodo di circa 26 mila anni. Questo moto, chiamato precessione degli equinozi, è dovuto all'esistenza del rigonfiamento equatoriale terrestre e dalla forza esercitata su di esso dall'attrazione della luna e del sole. Si può osservare molto facilmente il fenomeno di precessione dell'asse di rotazione di un corpo solido in un campo gravitazionale quando si fa girare una trottola su un tavolo. Una delle conseguenze del fenomeno è che l'asse di rotazione della terra non punta sempre verso la stella polare, ma descrive un ampio cerchio sulla volta celeste. Il moto di precessione influenza il clima della terra. In effetti l'orbita terrestre non è circolare, ma approssimativamente ellittica, come dimostrò Keplero nel 1609, e il sole occupa uno dei fuochi dell'ellisse. L'eccentricità dell'ellisse -che ne misura all'allungamento - è piccola (0, 017), ma sufficiente a far variare la quantità di calore che arriva al suolo fra il perielio, cioè il punto dell'orbita in cui la terra è più vicino al sole, e l'afelio, dove la distanza è massima. Attualmente il passaggio al perielio avviene il 4 maggio, durante l'inverno boreale; il risultato è una riduzione dei contrasti stagionali nell'emisfero boreale e una loro accentuazione in quello australe. Fra 13 mila anni l'effetto sarà opposto e la differenza fra le stagioni sarà maggiore nell'emisfero boreale. La precessione degli equinozi modifica dunque l'andamento dell'insolazione in un dato luogo della terra nel corso dell'anno. In realtà mutamenti climatici molto più rilevanti sembrano essere prodotti da variazioni di eccentricità dell'orbita e dell'inclinazione dell'asse terrestre.

La teoria astronomica dei paleoclimi

secondo Keplero, la terra descriveva una ellisse immutabile. Newton rivoluzionò questa interpretazione dimostrando che le masse degli altri pianeti del sistema solare perturbano l'orbita terrestre, che è dunque ellittica solo in prima approssimazione: né la sua eccentricità né la sa inclinazione dell'asse sono fisse. Urbain-Jean-Joseph Le Verrier (celebre per aver scoperto nel 1846 il pianeta Nettuno, grazie al calcolo delle perturbazioni dell'orbita di Urano) calcolò per primo le variazioni a lunghissimo termine, chiamate variazioni secolari, dell'eccentricità dell'orbita terrestre, rifacendosi ai lavori compiuti da Laplace poco prima della rivoluzione francese. È grazie alle soluzioni di Le Verrier per i modi orbitali della terra che l'astronomo croato Milutin Milankovic ipotizzò nel 1941 che le grandi glaciazioni avvenute nel Quaternario fossero in un risultato di variazioni di insolazione alle alte latitudini indotte dalle variazioni secolari dell'orbita e dell'orientazione della terra. Questa teoria non venne accettata immediatamente in quanto i cambiamenti di insolazione non sembravano sufficienti per generare variazioni di temperatura tali da scatenare una glaciazione.

La teoria però ha trovato conferme nei 50 anni successivi. Le misure isotopiche nei rapporti di ossigeno 18 e ossigeno 16 ottenute da John Imbrie e collaboratori costituiscono degli indicatori dello spessore delle calotte polari che hanno permesso di ottenere stime delle temperature medie dei mari in epoche passate.

Attualmente queste misurazioni, vengono effettuate tramite l'analisi dei carbonati presenti nelle carote dei sedimenti marini, consentono di ricostruire i climi del passato per un periodo di circa tre milioni di anni. Esistono poi testimonianze geologiche molto meno precise, ma che permettono di risalire fino a circa 200 milioni di anni fa. D'altra parte, modelli più perfezionati della risposta climatica alle variazioni dell'orbita terrestre mostrano che l'effetto dei cambiamenti nell'insolazione può essere amplificato da effetti secondari dovuti all'estensione delle calotte polari o a mutamenti della composizione atmosferica. Uno degli elementi essenziali nello studio delle variazioni nell'insolazione è il calcolo di cambiamenti dell'inclinazione dell'asse terrestre dovuti all'effetto di perturbazioni esercitate dagli altri pianeti. Nell'arco di un milione di anni, questo cambiamento è di soli +-1,3 gradi rispetto al valore medio di 23,3 gradi; non si tratta peraltro di una quantità trascurabile, in quanto essa provoca variazioni di quasi il 20% dell'insolazione estiva a 65 gradi di latitudine nord. La quantità di calore in più ricevuta durante l'estate dalle zone di alta latitudine è un dato importante per lo studio dei climi, dato che è proprio questo calore a causare la fusione dei ghiacci accumulati durante l'inverno e a impedire l'aumento oltre un certo limite della superficie occupata dalle calotte polari. La scarsa entità della variazione di inclinazione dell'asse terrestre è determinante per assicurare la relativa regolarità climatica di cui il nostro pianeta beneficia da milioni di anni e ha permesso l'evoluzione della vita organizzata così come la conosciamo. Benché le glaciazioni abbiano rappresentato cambiamenti climatici rilevanti, non sono però state sufficienti ad alterare in maniera permanente o duratura le condizioni di vita alla superficie terrestre. Le variazioni di inclinazione dell'asse terrestre.

Le perturbazioni esercitate dagli altri pianeti fanno ruotare nello spazio l'orbita della Terra, con un moto che può essere rappresentato approssimativamente come risultante di parecchie rotazioni uniformi di periodo compreso fra 40000 e diversi milioni di anni, ognuna dovuta principalmente all'influenza di uno dei pianeti. è l'effetto di questo moto complesso sulla nostra trottola terrestre a indurre le piccole oscillazioni dell'inclinazione del suo asse.

Se il periodo dell'eccitazione prodotta da questo moto dell'orbita della Terra è vicino al periodo di recessione dell'asse, si manifesta un fenomeno fisico classico: la risonanza. Per esempio si ha risonanza quando si da una spinta a un'altalena al momento giusto, ogni volta che essa arriva al punto più alto della sua traiettoria. Anche se la spinta è molto debole, le oscillazioni dell'altalena si amplificheranno (sopratutto se non c'è attrito); viceversa, se la spinta è impartita in un punto qualsiasi della traiettoria non accadrà alcunchè di particolare.

Anziché utilizzare i periodi , considereremo invece le velocità di rotazione delle diverse componenti del moto. Dato che tutti i moti di precessione di cui parleremo sono molto lenti, l'unità impiegata è il secondo d'arco per anno o, per brevità, secondo per anno. Una velocità di rotazione di un secondo per anno corrisponde allora a un periodo di 360x3600 = 1296 anni. Mi permetterò una piccola libertà di linguaggio chiamando frequenze queste velocità angolari di rotazione. la terra_senza_la_luna

Espressa in questi termini, la frequenza di precessione della Terra è 50,47 secondi per anno, mentre le frequenze principali del moto dell'orbita vanno da 26,33 secondi per anno fino a non più di 0,67 secondi per anno; le più importanti sono di 18,85 e 17,75 secondi per anno. Siamo dunque lontani dalle risonanze, cosa che spiega la piccola entità delle variazioni di inclinazione dell'asse terrestre. Non è questo il caso di Marte, la cui frequenza di precessione è di 7,5 secondi per anno, con un inclinazione attuale dell'asse di 25,2 gradi; William Ward del Jet Propulsion Laboratory ha fatto notare che l'asse di rotazione di Marte mostra variazioni di inclinazione notevoli (+- 10 gradi) a causa della vicinanza delle risonanze secolari orbitali.

E se si eliminasse la Luna?

Non sto davvero proponendo di fare una cosa del genere, ma solo di comprendere, tramite simulazioni numeriche al calcolatore, l'importanza dell'azione della Luna sulla dinamica della Terra. In effetti l'attrazione di gravità che si effettua sul rigonfiamento equatoriale terrestre è dovuta per due terzi alla Luna e per circa un terzo dal Sole. Se non ci fosse la Luna, la frequenza di precessione della Terra passerebbe da 50,47 sec per anno a circa 15,6 sec per anno e quindi si avvicinerebbe alle frequenze orbitali della Terra, comportando la possibilità che si manifesti risonanza.

Nel 1982 Ward studiò questo problema con un modello semplificato e concluse che la soppressione della Luna provocherebbe variazioni di inclinazione dell'asse terrestre dell'ordine di quelle di Marte. Tuttavia, in assenza della Luna, la Terra avrebbe una velocità di rotazione molto elevata, e il suo rigonfiamento equatoriale sarebbe alquanto più grande. Secondo Ward, la maggiore entità dell'attrazione solare compenserebbe in buona parte l'assenza dell'azione della Luna, tanto che in definitiva le variazioni di inclinazione dell'asse risulterebbero analoghe a quelle osservate nella realtà.

Al Bureau de Longitudes abbiamo affrontato questo problema utilizzando un modello molto più preciso del moto della Terra. Disponevamo già della soluzione dei moti orbitali della Terra e degli altri pianeti, che in precedenza avevo calcolato per 400 milioni di anni; questa soluzione mi aveva permesso di dimostrare, ne 1989, che i moti orbitali dei pianeti interni del sistema solare ( Mercurio, Venere, Terra e Marte) sono caotici. Era dunque possibile studiare numericamente, per periodi molto lunghi, i cambiamenti di orientazione della Terra dovuti alle sue variazioni orbitali.

In un primo tempo, abbiamo simulato nel nostro modello una scomparsa improvvisa della Luna, e abbiamo osservato ciò che accadeva all'asse terrestre nel corso di un milione di anni, un periodo relativamente troppo breve perché in esso i possibili effetti derivanti dalla natura caotica del moto orbitale siano già rilevabili. Le variazioni nell'inclinazione dell'asse sono risultate nell'ordine di +- 15°, accompagnate da mutamenti nell'insolazione a 65 gradi di latitudine nord considerevolmente maggiori di quanto avessimo riscontrato in precedenza. Se in passato le variazioni di insolazione alle alte altitudini furono realmente, come postula la teoria di Milankovic, responsabili degi episodi glaciali, è molto probabile che alterazioni di questa entità possono provocare cambiamenti di temperatura ancora più estremi.

Il nostro scopo tuttavia, non è quello di eliminare la Luna, ma di comprendere quale avrebbe potuto essere l'evoluzione della Terra se il suo satellite non fosse esistito; si pne dunque il problema di come sia nata la Luna.

L'origine della Luna

La Luna costituisce un enigma per gli astronomi: la sua massa è pari a 1/81 di quella terrestre, è molto grande per un satellite e la colloca in una posizione unica nel sistema solare. Solo Giove, Saturno e Nettuno possiedono satelliti di massa paragonabile, ma hanno una massa rispettivamente 318,95 e 17 volte superiore a quella della Terra. La formazione della Luna pone dunque un problema particolare e per spiegarla sono state avanzate diverse ipotesi.

Secondo la teoria della fissione la Terra, animata da rotazione molto rapida (2-3 ore), avrebbe perduto una parte del proprio mantello per effetto centrifugo. Questo modello però è pressoché abbandonato perché è difficile spiegare una rotazione così rapida della Terra, la notevole differenza di composizione chimica della Terra e della Luna e sopratutto il fatto che l'orbita della Luna non si collochi nel piano equatoriale terrestre, ma sia inclinata di 5 gradi rispetto ad esso. La Luna avrebbe potuto formarsi contemporaneamente alla Terra, per accumulo di materia orbitante intorno a questa. Questa ipotesi spiega il fatto che la Luna orbiti vicino al piano dell'eclittica, ma non la sensibile differenza di composizione chimica fra i due corpi celesti.

Secondo la teoria della cattura, la Luna, formatasi in una regione vicina dello spazio, sarebbe stata catturata dal campo gravitazionale della Terra. Attualmente (1993) si ipotizzano due modi di cattura, uno <<dolce>> e uno <<violento>>; in quest'ultimo un corpo di grande massa si sarebbe scontrato con la Terra, producendo una quantità di detriti poi aggregatisi a formare la Luna. Il problema posto da queste teorie – la seconda delle quali attualmente è più in auge - è la probabilità assai bassa che possa accadere un simile evento. Ciò che non soddisfa è il fatto che il principio di <<mediocrità>> vuole che gli eventi osservati siano eventi ordinari e non eccezionali. Se l'origine della Luna rimane un enigma, oggetto delle speculazioni più disparate, è invece possibile ricostruirne la storia fino a un'epoca molto remota.

L'azione della Luna

La Luna esercita sulla Terra una forza d-attrazione di cui possiamo vedere quotidianamente gli effetti nel fenomeno delle maree. Poiché il periodo di rotazione della Terra (un giorno) è più breve di quello di rotazione della Luna intorno alla Terra (28 giorni), le maree si spostano sulla superficie terrestre e questo spostamento è accompagnato da una dissipazione di energia. Ciò che ne risulta è un rallentamento della rotazione terrestre (e dunque un allungamento della durata del giorno di circa 0,002 sec per secolo) e l'allontanamento della Luna di circa 3,5 centimetri all'anno. Milioni di anni fa, quindi, la Terra ruotava più rapidamente su se stessa e la Luna le era più vicina. Il rallentamento della rotazione non è uniforme, come si può constatare analizzando diversi indicatori che variano seguendo i cicli delle maree oceaniche, per esempio la crescita dei coralli e di certe conchiglie fossili. È però grazie allo studio di depositi sedimentari che il geologo australiano George E. Williams è riuscito a risalire più indietro nel tempo, scoprendo che 2,5 miliardi di anni fa la durata del giorno era di 20 ore e che la Luna si trovava a 348000 chilometri di distanza dalla Terra (attualmente la distanza è di 384000 km). Per ottenere questi risultati egli ha analizzato i sedimenti depositati in alternanza in un estuario da un fiume (starti di fango scuro) e dal mare (strati di sabbia chiara), secondo il ritmo delle maree. Il ciclo annuale di queste ultime permette di calcolare i valori citati supponendo, come sembra ragionevole, che la durata dell'anno non sia variata sensibilmente da allora. A quell'epoca, dunque, la Luna esisteva già. Altre testimonianze geologiche più tenui fanno pensare che il nostro satellite fosse presente ancora in tempi più remoti, all'incirca 3,8 miliardi di anni fa. Se la Luna è stata veramente catturata, ciò deve essere avvenuto in un momento molto precoce della storia del sistema solare.

La Terra senza Luna

In assenza della Luna la velocità della rotazione della Terra sarebbe, come abbiamo visto, molto più elevata perché non vi sarebbe stato l'effetto frenante delle maree. Estrapolando i valori trovati da Williams, si può stimare che la velocità di rotazione primordiale fosse dell'ordine di 1,6 volte quella attuale, sicché la durata del giorno doveva essere di circa 15 ore. In collaborazione con Frédéric Joutel e Philippe Robutel, abbiamo studiato, data questa ipotesi, le possibili variazioni dell'inclinazione dell'asse terrestre, utilizzando a questo scopo un nuovo metodo di analisi della stabilità di un moto; l'analisi in frequenza. Per ciascun valore di inclinazione iniziale si ottiene la velocità di precessione dell'asse di rotazione. Se il moto è stabile, la velocità di precessione varia con continuità quando si modifica l'inclinazione iniziale. Viceversa, se il moto è caotico o instabile, la velocità di precessione non è più definita in maniera univoca, e dipende fortemente da differenze anche minuscole da condizioni iniziali. Riportando in grafico la velocità di precessione in funzione dell'inclinazione iniziale si può allora determinare la stabilità dell'inclinazione dell'asse (vedi foto).

I diagrammi a lato, sono stati costruiti simulando il moto della Terra su 18 milioni di anni, in presenza della Luna (a-b). I valori minimi, medi e massimi raggiunti dall'inclinazione dell'asse sono riportati in b e d in funzione dell'inclinazione iniziale. Se il moto è stabile, la frequenza di precessione varia con continuità in unzione dell'inclinazione iniziale (e0). In questa regione di regolarità (che include le condizioni attuali della Terra, le variazioni di inclinazione dell'asse sono piccole, come nelle zone in bianco dell'illustrazione a e c. Invece nella zona in grigio di a la frequenza di precessione non è definita: l'inclinazione dell'asse è caotica e può variare da 60 a 90 gradi in qualche milione di anni. In assenza della Luna, e in un periodo di rotazione terrestre di un periodo di 15 ore, la zona caotica si estende da 0 a quasi 90 gradi (c). In 18 milioni di anni l'inclinazione dell'asse non percorre integralmente questa zona (d), ma nulla impedisce che lo possa fare in un tempo più lungo.

Questa analisi dimostra che esiste una vasta zona caotica che va da zero a circa 85 gradi: se, per una qualsiasi inclinazione iniziale dell'asse compresa fra questi due valori, la Luna non fosse presente, l'inclinazione dell'asse terrestre potrebbe subire inclinazioni molto forti e percorrere pressoché tutta la zona in diversi milioni di anni.

Nell'illustrazione citata sono stati rappresentati i valori minimi, medi e massimi raggiunti nell'inclinazione dell'asse in 18 milioni di anni per i differenti valori dell'inclinazione iniziale.

In assenza della Luna, la Terra mostrerebbe dunque variazioni di orientazioni tali che il clima alla sua superficie sarebbe radicalmente modificato. Occorre in effetti sottolineare che, con un'inclinazione dell'asse di 85 gradi, il nostro pianeta sarebbe <<coricato>> sull'orbita, allo stesso modo di Urano. Gran parte della superficie terrestre sarebbe soggetta a giorni e notti di circa sei mesi, come avviene attualmente nelle regioni polari. Ai poli il sole resterebbe a lungo vicino allo zenith e, con tutta probabilità, simili condizioni di insolazione darebbero origine a modificazioni rilevanti dell'atmosfera terrestre. Beninteso, nel supporre un periodo di rotazione primordiale della Terra pari a 15 ore, abbiamo fatto la scelta che ci pareva più verosimile, ma altri scenari della formazione della Luna potrebbero condurre a differenti velocità di rotazione terrestre. Dato che tutto ciò è totalmente ipotetico, abbiamo preferito studiare anche la stabilità dell'inclinazione dell'asse terrestre in assenza della Luna per tutti i valori presumibili della velocità di rotazione primordiale della Terra. Si trova allora che, per qualsiasi valore di rotazione compreso tra 12 e 48 ore, esiste una zona caotica molto ampia per l'inclinazione dell'asse, che va da 0 fino a circa 85 gradi (vedi foto sotto).

E' dunque legittimo affermare che la Luna agisce da regolatore climatico della Terra, assicurandole una relativa stabilità climatica su lungo termine. Ci si può chiedere a questo punto quale sia la situazione per gli altri ianeti del sistema solare.

Il comportamento caotico dell'orientazione dei pianeti.

Abbiamo studiato con lo stesso metodo utilizzato per la Terra, la stabilità di orientazione di tutti i pianeti principali del sistema solare. Mercurio e Venere sono casi particolari perché, senza dubbio a causa degli effetti di marea prodotti dal Sole, le loro velocità di rotazione attuali sono molto basse. Venere possiede anche una particolarità che incuriosisce da lungo tempo gli astronomi: la sua rotazione è retrograda, ossia avviene in senso opposto a quella degli altri pianeti, come se l'asse fosse capovolto. Finora la maggior parte degli astronomi che si sono dedicati a questo problema, a concluso che Venere sia nata in questo modo, o tuttal'più coricata, perché anche in questo caso gli effetti dissipativi dovuti alle interazioni nucleo-mantello o le forze di marea esercitate sull'atmosfera venusiana dal Sole avrebbero potuto capovolgere l'asse.

Noi abbiamo dimostrato, viceversa, che se anche Venere avesse avuto inizialmente una velocità e un senso di rotazione simili a quelli della Terra, la presenza di un'amplissima zona caotica avrebbe fatto sì che l'inclinazione dell'asse potesse raggiungere valori molto elevati, vicini a 90 gradi. Gli effetti dissipativi avrebbero allora potuto ortare il pianeta nella sua situazione attuale, dove avrebbe finito per stabilizzarsi.

Per Mercurio, la situazione è un po differente. Come nel caso di Venere, non conosciamo il periodo di rotazione primordiale di Mercurio, ma è sufficiente supporre che fosse inferiore a 300 ore per garantire che, nel corso della sua storia, Mercurio abbia conosciuto un episodio fortemente caotico, con variazioni di inclinazione dell'asse da 0 a 90 gradi in qualche milione di anni. In seguito, via via che rallentava a causa degli effetti mareali dovuti dal Sole, il pianeta ha potuto di nuovo raddrizzarsi e finire nella sua situazione attuale. Marte è lontano dal Sole e i suoi satelliti, Phobos e Deimos, hanno masse di gran lunga troppo piccole per rallentarne la rotazione attuale di 24 ore e 37 minuti, deve essere dunque simile a quello primordiale. L'equatore di Marte è inclinato di 25 gradi rispetto al piano dell'orbita, e la velocità di precessione del pianeta, di 7,26 secondi per anno, è vicina a certe frequenze del moto orbitale. Inoltre, variazioni di inclinazione dell'orbita di Marte sono ben più rilevanti di quelle della Terra. Ne consegue che anche le oscillazioni dell'inclinazione dell'asse in un periodo di un milione di anni sono molto più grandi che non per la Terra: come abbiamo gi detto, secondo Ward sarebbero dell'ordine di +- 10 gradi rispetto a un valore medio di 25 gradi. Queste alterazioni condurrebbero a forti alterazioni del clima di Marte, e certe strutture osservate sulla sua superficie sembrano testimoniare questi antichi sconvolgimenti.

I calcoli che abbiamo fatto recentemente dimostrano che le oscillazioni dell'asse di Marte sono caotiche. Questo fatto ha due conseguenze. In primo luogo, come accade per i moti orbitali dei pianeti interni, non è possibile formulare previsioni sul moto di precessione dell'asse di Marte che vadano al di là di qualche milione di anni. Cosa ancora più importante, l'inclinazione dell'asse di Marte può subire variazioni molto più importanti di quelle calcolate da Ward, variazioni che possono passare da 0 a 60 gradi in alcuni milioni di anni.

Ipotesi sulla formazione del sistema solare

A partire dai lavori di V. S. Safronov nel 1960, i modelli della formazione del sistema solare postulano tutti l'esistenza di una nebulosa solare primordiale molto massiccia. Per instabilità gravitazionale, una parte di questa collassò e formò il Sole, mentre il resto si aggregò in piccoli corpi, i planetoidi. I pianeti si formarono in seguito a partire dai planetoidi più grandi che inglobarono altri planetoidi nel corso di collisioni; i planetoidi rimasti furono infine espulsi dal sistema.

Safronov dimostrò che, il processo si fosse svolto a partire da molti planetesimi di piccole dimensioni, la rotazione di tutti i pianeti risultanti avrebbe avuto il medesimo verso, e l'inclinazione dei loro assi sarebbe stata pressoché nulla. Per spiegare le notevoli variazioni di orientazione osservate, Safronov dovette introdurre una componente, detta stocastica, nel meccanismo di aggregazione dei pianeti, consistente in una fase finale di collisioni fra i planetesimi più grandi.

I risultati che abbiamo recentemente ottenuto dimostrano che, in realtà, le orientazioni dei pianeti interni, possono avere come unica causa l'azione delle perturbazioni secolari planetarie, a cui si aggiungono, per Mercurio e Venere, gli effetti dissipativi delle forze di marea esercitate dal Sole. Un'altra conclusione a cui siamo giunti è che le orientazioni dei pianeti esterni, così come i loro moti orbitali, sono essenzialmente stabili. Non si può dunque attribuire la medesima causa alla forte inclinazione di Urano (98 gradi); è tuttavia possibile immaginare per questo pianeta uno scenario simile a quello da noi proposto per Venere supponendo come Safronov, che il sistema solare primordiale fosse estremamente massiccio.

Possibilità di vita extraterrestre

Il 12 ottobre 1992 la NASA ha dato il via, nell'ambito del progetto SETI , a un imponetnte programma di ricerca di segnali prodotti da eventuali civiltà extraterresti evolute. Data l'ampiezza della volta celeste, circa 800 stelle di tipo solare sono state selezionate e situate a meno di 80 A.L. Dalla Terra per un ascolto più attento che dedicherà loro circa 20 0re ciascuna, il minimo indispensabile per avere una possibilità di rilevare qualcosa, a meno che l'emissione proveniente da un eventuale sistema extrasolare non sia particolarmente intensa.

Unìassunzione fondamentale sta alla base di un simile progetto: la situazione della Terra in orbita intorno al Sole non deve essere un fatto straordinario, ma deve anzi essersi ripetuta più volte, in molteplici forme, all'interno della nosra galassia. Tuttavia non siamo assolutamente in grado di valutare quantitativamente la probabilità della comparsa di vita organizzata, simile a quella terrestre, su un pianeta che orbiti intorno a un'altra stella.

Senza neanche parlare della comparsa della vita in sé, né delle condizioni che possono condurre allo sviluppo di una civiltà suscettibile di voler comunicare per mezzo di emissioni radio, non abbiamo finora alcuna idea di quale sia la possibilità che una stella di tipo solare possieda un sistema di vita planetario come quello a cui noi apparteniamo.

Quasi tutte le stime di probabilità di vita extraterrestre sembrano però concordare su un punto: in un dato sistema planetario, solo un pianeta che si trovi né troppo lontano né troppo vicino al suo sole può permettersi lo sviluppo di una vita organizzata così come la conosciamo sulla Terra. In effetti, alcune simulazioni eseguite nel 1978 da Michael Hart, indicano che, al di fuori di una stretta <<zona di abitabilità>>, potrebbe verificarsi un effetto serra a valanga tale da generare una situazione simile a quella che si riscontra su Venere, o la scomparsa quasi totale dell'atmosfera, come è avvenuto su Marte. I nostri calcoli dimostrano che le cose non stanno affatto in questi termini e che l'evoluzione della vita sulla Terra è senza dubbio strettamente legata a un evento che appare poco probabile nei modelli di formazione di un sistema solare: il fato che uno dei pianeti situato nella zona di abitabilità riesca a stabilizzare in maniera sufficiente variazioni di insolazioni a lungo termine grazie a un satellite di grande massa come la Luna. Ovviamente potranno verificarsi altre situazioni particolari tali da garantire una stabilità climatica al pianeta in questione, ma è importante far notare che, - senza dubbio – questa situazione è tutt'altro che comune. La probabilità che in un sistema planetario esiste un pianeta caratterizzato da una stabilità climatica paragonabile a quella terrestre deve essere certamente ridotta di parecchi ordini di grandzza, così come deve essere fortemente ridimensionata la possibilità di successo di un progetto come quello della NASA.

Per concludere;

La risposta climatica indotta alla superficie di un pianeta da cambiamenti rilevanti dell'orbita o dell'orientazione dell'asse di rotazione è ancora poco conosciuta, ed è auspicabile che i futuri progressi nella conoscenza della dinamica delle atmosfere planetarie permettano di simulare gli effetti di questi cambiamenti mediante modelli al calcolatore.

Jacques Laskar

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