|
Esobiologia
| Siamo
soli
nell'Universo?
|
Claudio
Del
Duca
-
Genesi
-
1999
|
|
 L'arcano dilemma, che da immemorabili tempi attanaglia generazioni di filosofi, accademici e teologi, non ha naturalmente agli occhi della Scienza oggi una univoca risposta: buona parte degli scienziati ed astrofisici suppone, non senza prescindere da una logica considerazione statistica sull'immane numero di stelle dell'universo, l'esistenza di altre forme di vita al di fuori del nostro pianeta; tuttavia al momento, presupposto fondamentale per la Scienza, non è stata rilevata alcuna prova per validare ed elevare tale supposizione teorica al rango di acquisita certezza. La scienza non ha certo rinunciato alla ricerca: dall'unione e dalla complementarietà di branche di astronomia, fisica, biologia, chimica, si è sviluppata una nuova disciplina,
l'esobiologia o
bioastronomia, atta a studiare la possibile esistenza di altre forme di vita nell'universo. Ma cosa si
intende per vita? Non è banale definire un tale concetto estendendolo universalmente non solo alle variegata biodiversità terrestre. Una accreditata definizione elaborata dall'Accademia Americana delle Scienze spiega che "il termine vita si può adottare quando si scopre qualcosa in grado di trarre alimento dall'ambiente circostante e riprodursi, anche quando questo qualcosa non usa l'acqua oppure il carbonio per costituire le proprie molecole". Microrganismi extraterrestri composti da cellule costituite da molecole di silicio, per quanto improbabili, corrisponderebbero quindi alla definizione di esseri viventi ma sarebbero alquanto ostici da scovare, proprio perché non si ipotizza al momento l'esistenza di forme di vita così differentemente strutturate dall'architettura biologica a noi nota; la scoperta di tali ipotetici organismi potrebbe così avvenire solo in modo del tutto casuale, per mezzo di una sonda spaziale o analizzando i residui di un meteorite precipitato sul nostro suolo dai remoti anfratti cosmici. Scopo dell'esobiologia è invece indagare, alla luce delle conoscenze attuali sullo sviluppo, proliferazione ed evoluzione della vita terrestre, quali possano essere le condizioni idonee alla vita "quale noi la conosciamo" in altri corpi celesti. Pur limitando dunque la ricerca a forme di vita basate sulla chimica acqua/carbonio, si intuisce quanto vasto sia per i ricercatori di bioastronomia il campo, o più appropriatamente lo spazio, da scandagliare: anche l'ipotesi dell'esistenza di una piccola colonia di batteri in un nucleo cometario, se avvalorata da una eventuale scoperta, rappresenterebbe un enorme risultato di inestimabile importanza. E certo diverrebbe immediatamente un sensazionale evento per il mondo scientifico e non solo. Ma ciò che in fondo da sempre affascina, stimola e forse talvolta turba l'immaginario dell'uomo, che sia scienziato o no, è la possibilità di scoprire forme di vita extraterrestri che abbiano sviluppato un livello di civilizzazione pari o superiore al nostro, in grado quindi di stabilire contatti con noi terrestri. Non è una possibilità remota: come già accennato e come spiegheremo più avanti, il calcolo probabilistico, sebbene sia solo un approccio statistico all'argomento, fornisce previsioni relativamente superiori anche a generose stime formulate (in modo del tutto empirico) dai più incalliti agnostici e scettici sull'antropocentrismo dell'universo. Cominciamo a guardarci intorno allora.
|
| I
vicini
di
casa
|
Elaborazione
grafica
JPL
NASA |
 Le
civiltà
extraterresti
del
nostro
sistema
solare
relegano
la
loro
esistenza
alle
pagine
dei
libri
e
ai
film
di
fantascienza:
nessun
pianeta
o
satellite
possiede
infatti
le
esclusive
caratteristiche
idonee
alla
lunga
e
complessa
evoluzione
vitale
avvenuta
sulla
Terra.
Questo
non
significa
che
non
ci
possa
essere
-
o
essere
stata
-
vita,
naturalmente
ad
un
infimo
livello
evolutivo,
in
alcuni
corpi
celesti
del
nostro
sistema.
Le
recenti
missioni
delle
sonde
automatiche
su
Marte
hanno
alimentato
con
grande
fervore
questa
aspettativa:
possibili
tracce
d'acqua,
di
fosfati
e
di
altri
elementi
fondamentali
all'esistenza
biologica
lascerebbero
presupporre
una
passata
storia
organica
del
pianeta,
ormai
solo
da
provare
definitivamente
con
residui
fossili
che
secondo
gli
esperti
non
tarderemo
prima
poi
a
trovare
in
prossime
missioni
sul
pianeta
rosso.
E
oltre
Marte?
I
corpi
celesti
nel
nostro
sistema
solare
potenzialmente
idonei
ad
ospitare
la
vita
si
riducono
ad
un
paio
di
lune:
Europa,
satellite
di
Giove
che
recenti
studi
hanno
dimostrato
possedere
uno
strato
d'acqua
sotto
una
spessa
coltre
di
ghiaccio
e
Titano,
la
maggiore
luna
di
Saturno.
Quest'ultimo
presenta
un'atmosfera
simile
a
quella
primordiale
terrestre,
ricca
di
carbonio,
elemento
essenziale
alla
generazione
della
vita.
La
sua
superficie
però
è
ancora
un'incognita:
protetta
da
una
spessa
coltre
di
nubi,
potrebbe
essere
un
gigantesco
oceano
di
metano
liquido,
inadatto
quindi
allo
sviluppo
di
forme
di
vita
di
un
certo
livello
evolutivo.
Sarà
il
modulo
Huygens,
paracadutato
sulla
superficie
di
Titano
dalla
sonda
Cassini
(immagine
a
lato)
che
ha
raggiunto
a
luglio
2004
Saturno,
a
svelare
questo
mistero.
Comunque
sia,
è
scientificamente
assodato
che
non
ci
sono,
né
ci
sono
state
antecedentemente
civiltà
extraterrestri
nel
sistema
solare.
Cerchiamo
oltre,
dunque.
|
| Nella
Via
Lattea
|
|
 La domanda sorge spontanea: tra i miliardi di stelle (circa 200 dalle stime degli astrofisici) che compongono la nostra galassia, quante di loro potrebbero possedere pianeti idonei alla nascita della vita ed allo sviluppo di una civiltà? Le stelle della nostra galassia, come quelle delle altre, non sono tutte uguali; alcune appaiono più brillanti, altre più grandi, tutte hanno un proprio colore. Già Ipparco 2200 anni fa stilò una prima classificazione delle stelle basandosi proprio sulla loro differente luminosità apparente. Ciò che Ipparco ancora non poteva conoscere, e che nel corso degli ultimi secoli gli astronomi si sono prodigati a studiare, è che le stelle differiscono per massa, dimensioni, temperatura, composizione chimica, perfino età e non solo per il colore e la luminosità; che anzi sono strettamente legati tra loro e con i parametri fisici appena citati. Vediamo come. Un fascio di luce solare rifratto da un prisma rivela che la luce bianca in realtà è composta dai Colori dell'iride. Allo stesso modo la radiazione ottica proveniente da qualsiasi stella, scomposta nello spettro dei colori che la compongono, è in grado di rivelarci l'intrinseca natura dell'astro. Grazie all'analisi spettrale è possibile infatti determinare molte delle caratteristiche fisiche delle stelle: composizione chimica, temperatura, dimensioni.
Sfruttando la spettroscopia per determinare la temperatura superficiale stellare e correlandola con la luminosità gli astronomi classificano le stelle in una scala, in ordine decrescente per luminosità e temperatura, divisa in dieci tipi spettrali
O,
B,
A,
F,
G,
K,
M,
R,
N e
S. Ognuna di queste classi spettrali si suddivide in dieci rispettivi livelli. Il nostro Sole è una stella di classe G4.
|
Inoltre l'analisi spettroscopica ha permesso di comprendere anche l'evoluzione stellare: dalla nascita fino alla sua morte ogni stella attraversa diverse fasi in cui cambia drasticamente le proprie caratteristiche. Tale evoluzione è descritta dal
diagramma di
Hertzsprung-Russel
(H-R), dal nome dei due astronomi che lo idearono. Costruendo un diagramma che correla classe spettrale (e quindi temperatura superficiale) e luminosità, i due astronomi notarono come i punti (rappresentanti le stelle di classe spettrale e luminosità conosciute) non si disponessero a caso ma lungo precise direttrici, provando in tal modo come tra le due grandezze considerate vi fosse un rapporto fisico ben determinato.
Il diagramma presenta tre linee o zone: la sequenza principale, il ramo delle giganti e delle
supergiganti e la zona delle nane bianche.
Per ogni stella sia la luminosità che la temperatura superficiale non rimangono costanti nel tempo a causa del cambiamento intrinseco dovuto alla sua evoluzione; quindi la posizione occupata dalla stella si muove lungo il diagramma
H-R.
Nella
figura
soprastante,
in
verticale
è
indicata
la
luminosità
in
rapporto
alla
luminosità
solare.
In
orizzontale
è
indicata
la
classe
spettrale
e
la
relativa
temperatura
in
gradi
Kelvin
(K).
Sono
indicate
anche
le
posizioni
di
alcune
delle
stelle
più
brillanti
dell'emisfero
boreale.
|
| La
sequenza
principale
|
Animazione
a
cura
di
Giuseppe
Galletta
Dipartimento
Astronomia
Università
di
Padova
|
|
 Le stelle nascono quando una massa di gas interstellare si condensa innescando le prime reazioni nucleari di fusione. È con la loro accensione che la stella diviene tale e appare sulla sequenza
principale
(ossia
lungo
la
traccia
diagonale
nel diagramma
H-R) in un punto che dipende dalla composizione chimica: si collocherà tanto più in alto quanto più la stella è povera di elementi pesanti, più in basso in caso contrario. Non solo: più è grande e luminosa la stella, più trova posto in alto sulla traccia diagonale. Durante la fase di stabilità, quando cioè la stella mantiene costante le proprie caratteristiche, ogni stella si trova sulla sequenza principale. La sua permanenza dipende dalla massa iniziale: più la stella è massiva, meno tempo rimarrà nella fascia di stabilità. Dato che il numero di stelle molto massicce della nostra galassia è relativamente non elevato, la sequenza principale risulta essere più popolata delle altre zone del diagramma H-R. Ma ogni stella è destinata, prima o poi, ad uscire dalla sequenza principale: la fase terminale e instabile di una stella inizia con l'esaurimento dell'idrogeno, quando questo si è ormai trasformato quasi completamente in elio. La stella si espande fino a migliaia di volte il suo diametro per poi in seguito contrarsi nuovamente, innescando così nel nucleo altre reazioni nucleari, che convertono l'elio in carbonio fino a esaurimento. A quel punto inizia un nuovo ciclo di reazioni che convertono il carbonio in elementi sempre più pesanti, fino al ferro. Durante queste fasi la stella si sposta dalla sequenza principale assumendo nel diagramma H-R posizioni che dipendono dalle sue caratteristiche iniziali.
|
Ramo delle Giganti e delle Supergiganti
Su questi due rami troviamo quelle stelle che, a causa della loro enorme massa, hanno già terminato la combustione dell'idrogeno nel nucleo. Quando questo accade, la stella vive un breve periodo di instabilità durante il quale, nella ricerca di una nuova configurazione di equilibrio, s'innescano nuove reazioni nucleari in grado di impedire il collasso degli strati più esterni. Per fare ciò la stella si espande e muta conseguentemente temperatura superficiale e colore, virando verso il rosso.
|
Zona delle Nane Bianche
Nella fase di gigante o di supergigante, la stella espelle parte della massa iniziale (come accade nelle cosiddette novae) che forma un gigantesco guscio gassoso in forte espansione (nebulose planetarie). Al centro di queste immense nubi di gas troviamo ciò che resta della gigante o supergigante: una piccola stella in grado di bruciare l'idrogeno rimasto per molti miliardi di anni, fino al completo raffreddamento. La stella ha dimensioni molto minori di quelle iniziali e la sua luminosità è bassa nonostante l'elevata temperatura superficiale: è divenuta una nana bianca. Tuttavia, non a tutte le stelle è riservata questa lenta agonia: se la massa è troppo elevata non è possibile raggiungere nessun tipo di equilibrio stabile e la stella esplode in modo catastrofico (supernovae): ciò che rimane dopo un evento così drammatico è una stella di pochi chilometri di diametro, di
densità elevata a causa della sua grande massa concentrata in così angusto spazio ed in forte rotazione su se stessa, una stella di neutroni o pulsar. Oppure, se la massa iniziale supera un certo limite, la stella collassa su se stessa per la forte attrazione gravitazionale fino a diventare un buco nero.
Il diagramma H-R fornisce quindi preziose indicazioni su quali tipi di stelle sono candidate ad avere un possibile sistema planetario. È intuibile che tale eventualità sia da escludere sia per le giganti e supergiganti sia per le nane bianche. Le stelle appartenenti a queste classi, infatti, stanno attraversando o hanno già attraversato quei periodi d'instabilità che rendono molto dubbia la sopravvivenza dei propri eventuali sistemi planetari.
La presenza di eventuali forme di vita sarà dunque molto più probabile su pianeti orbitanti attorno a stelle di classe spettrale simile al Sole, che si trovano cioè in una fase stabile della propria evoluzione, ovvero stelle collocate sulla sequenza principale.
|
| Popolazioni e generazioni stellari
|
|
 Una enorme nube di gas spiraleggiante attorno ad un più denso nucleo gassoso. Quindici miliardi di anni fa la nostra galassia si presentava in questa forma, quasi una copia in formato gigante del pianeta saturno ma con anelli in proporzione molto più estesi e meno effimeri rispetto al nucleo. Successivamente e progressivamente il gas, costituito da idrogeno e da una piccola percentuale di elio, cominciò a
contrarsi per effetto della mutua attrazione gravitazionale tra le singole molecole di gas, concentrandosi in modo sempre più denso dalla periferia della nube fino al nucleo, dove la forza gravitazionale era enormemente più intensa. La contrazione del gas, sia nel nucleo che in periferia, dove il gas era più rarefatto, innescò quindi la catena di reazioni nucleari che trasformano l'idrogeno in elio: nel nucleo galattico tutto il gas primordiale si condensò in stelle molto ravvicinate tra loro, di poca massa, composizione chimica pressoché uguale e di piccole dimensioni. Gli astronomi le classificano, in base alle peculiari caratteristiche appena
descritte, come stelle di Popolazione II. Non solo; le stelle di popolazione II esistono tutt'ora perché bruciano molto lentamente, a causa delle loro piccole dimensioni, il combustibile dal quale si sono formate e sono quindi ancora nelle sequenza principale: sono "stelle di prima generazione". Diversamente, nella periferia della galassia, a causa della distribuzione disuniforme del gas primordiale, si sono formate stelle di tutte le dimensioni e distribuite in modo irregolare, in taluni casi con spazi interstellari immensi, a volte ridottissimi. Vengono classificate come stelle di Popolazione I.
Inoltre non tutte le stelle di Popolazione I sono di prima generazione: molte di esse hanno già lasciato la sequenza principale, altre come le supergiganti sono esplose scagliando nello spazio il materiale che le costituiva, composto anche da elementi chimici pesanti derivati dal ciclo di reazioni nucleari che alimentano le stelle trasformando gli elementi più leggeri (come l'idrogeno) in elementi sempre più pesanti (come il ferro). Il materiale espulso durante l'esplosione si è ricondensato a sua volta formando stelle di "seconda generazione". Come il nostro Sole. La sua composizione chimica oltre all'idrogeno e all'elio, seppure in piccolissime percentuali, annovera molti elementi pesanti. Anche i pianeti rocciosi e gassosi del nostro sistema si sono formati dalla progressiva condensazione di parte di questo materiale "pesante", derivato dall'esplosione di una precedente stella. Per questo motivo si ritiene che stelle di "prima generazione" difficilmente possano possedere un sistema planetario: nel nucleo galattico mancano del tutto gli elementi pesanti che contribuiscono alla
formazione di corpi solidi e rocciosi. Inoltre nelle regioni di Popolazione II violenti eventi cosmici causati da collisioni stellari e formazioni di buchi neri irradiano lo spazio circostante di onde elettromagnetiche ad altissima energia, letali per qualsiasi forma di vita. Molto più probabile dunque l'esistenza di pianeti attorno a stelle di popolazione I. Pianeti che
possano
offrire anche condizioni idonee alla vita "quale noi la conosciamo".
|
Un modello statistico: l'equazione di Drake
|
|
E' dunque possibile quantificare il numero di pianeti della nostra galassia dove potrebbe essersi sviluppata un'evoluta civiltà aliena?
Le stime teoriche degli scienziati, che si basano sulle attuali conoscenze e sulle recenti scoperte di pianeti extrasolari (di cui parleremo in seguito) sono discordanti e sono influenzate dallo specifico ambito scientifico entro il quale la teoria viene sviluppata.
Tuttavia, tra le tante teorie, emerge un modello affermatosi anche al di fuori del ristretto ambito accademico, divenuto popolare grazie alla sua divulgazione al grande pubblico da parte di prestigiosi scienziati. Si tratta di una formula nota come Equazione di Drake, dal nome dello scienziato Frank Drake che la propose per la prima volta quando era radioastronomo a Green Bank nel West Virginia. Nel corso degli anni vari ricercatori hanno rielaborato questa equazione, nel tentativo di stabilire dei margini entro cui tentare una stima numerica delle civiltà presenti attualmente nella Via Lattea. Va detto che tale equazione è solamente
un
approccio statistico all'argomento, cioè tenta di estrapolare la soluzione finale in base ad una serie di fattori che sono influenzati dalla probabilità che
ciascun solutore ritiene di attribuire loro in base alle proprie congetture sia sulle
caratteristiche fisiche delle stelle potenzialmente idonee sia su altri parametri, decisamente molto aleatori e non universalmente oggettivi, come la stima della durata media di una civiltà evoluta quale la nostra.
In formula l'equazione di Drake si presenta come il prodotto di sette fattori:
N
=
R
.
fp
.
nl
.
fl
.
fi
.
fc
.
L
|
N,
soluzione finale, indica il numero teorico di civiltà presenti nella Via Lattea sviluppatesi sino al livello evolutivo che produce la tecnologia per stabilire contatti con altri mondi.
I fattori che determinano
N,
come già detto, non sono dei precisi valori scaturiti da esatte formule matematiche e da incontestabili leggi fisiche ma sono determinati in base a considerazioni statistiche e supposizioni teoriche, comunque basate su un fondamento scientifico, e quindi possono variare a seconda dei margini imposti loro a priori.
R
è
un coefficiente numerico che indica il tasso di formazione delle stelle con una
zona abitabile e una vita media adatta perché i suoi pianeti sviluppino forme di vita intelligente. Ma cosa s'intende per zona abitabile? Per essere idoneo alla vita un pianeta non dovrebbe avere un'orbita troppo ellittica e la distanza dalla stella dovrebbe essere tale da consentire al pianeta stesso il mantenimento di una temperatura superficiale costantemente ideale. La condizione orbitale appena descritta viene definita dagli astronomi
ecosfera utile o zona
abitabile. La temperatura superficiale del pianeta è infatti, tra gli altri parametri fisici, quello forse più delicato: essa si deve mantenere all'interno di uno stretto margine di variabilità. La temperatura del pianeta è legata sia alla quantità di radiazione ricevuta, sia alla distanza dall'astro attorno cui il pianeta orbita:
quindi la zona di abitabilità o ecosfera utile comprende l'intervallo di distanze compatibili con la sopravvivenza di organismi biologici elementari (sempre sulla base di esempi terrestri).
La zona di abitabilità è tanto maggiore quanto maggiore è la luminosità della stella: piccola per le stelle di classe spettrale M (nane rosse) e via via maggiore al crescere della luminosità della stella.
Si ritiene che le migliori chances per una zona di abitabilità, compatibile anche con altre condizioni fisiche come l'orbita e l'attrazione gravitazionale, sia quella presente attorno alle stelle di classe spettrale compresa tra F5 e K5 ma che rappresentano soltanto l'1-2% delle stelle totali della Via Lattea. Ciò significa che, considerando il numero totale di stelle della galassia che come già detto è stimabile attorno ai 200 miliardi, esse ammontano ad un quantitativo considerevole, ossia più di 1 miliardo.
Ma questo numero va ulteriormente ridotto, eliminando altre tipologie di stelle troppo instabili sulla sequenza principale.
Il nostro Sole si trova nella sequenza principale e dalla sua formazione sono trascorsi circa cinque miliardi di anni. In questo tempo la Terra ha potuto godere della stabilità necessaria alla vita per evolversi fino alla complessità del genere umano. Quindi, altrettanto tempo, si ipotizza, dovrebbero avere eventuali altre forme di vita organica per raggiungere un livello evoluto come il nostro.
Le stelle di classe spettrale
G hanno una durata media nella sequenza principale di 10 miliardi di anni; le stelle di classe spettrale
F, invece, rimangono nella sequenza principale per 5 miliardi di anni, tempo minimo per le eventuali forme di vita, sempre secondo il nostro decorso evolutivo, necessario a raggiungere un grado di civiltà tecnologica che permetta di poter stabilire un contatto. Sono così da escludere tutte le stelle già uscite dalla sequenza principale (giganti rosse, nane bianche, stelle di neutrini, pulsar, ecc…) e tutte le stelle di breve vita, ossia stelle che arrivano ad avere una massa di 70 volte quella del Sole, fino alle stelle di 1,4 masse solari.
Altra esclusione all'estremo opposto, cioè quelle stelle molto piccole e nane che non consentono agli eventuali pianeti orbitanti di avere le condizioni favorevoli alla vita. Questo anche a causa della loro alta temperatura superficiale: un pianeta con le giuste dimensioni, dovrebbe avere un'orbita troppo ravvicinata attorno ad una di queste stelle e la temperatura superficiale del pianeta non può essere adatta alla vita;
In conclusione il
fattore
R
rappresenta la frazione di stelle simili al Sole, ossia comprese fra le classi spettrali F2 e M2, quindi con una massa non superiore e non inferiore a 1,4 e 0,33 masse solari.
|
fp
indica la frazione di stelle (sul totale delle stelle della Via Lattea) simili al Sole che dovrebbero possedere pianeti; come detto in precedenza la formazione di pianeti è molto più probabile nella periferia galattica, attorno a stelle di popolazione I e di seconda generazione, dove è cioè presente il materiale pesante generato dall'esplosione di stelle di prima generazione.
La vita, però, per come la intendiamo noi, oltre ad aver bisogno della superficie solida di un pianeta roccioso, richiede anche altre condizioni fra cui la presenza dell'acqua allo stato liquido ed altri elementi come il carbonio, l'ossigeno, l'azoto e lo zolfo.
nl
stima il numero di pianeti simili alla Terra: l'elemento fondamentale per avere un pianeta simile alla Terra è, come già detto, la presenza di acqua allo stato liquido dove possono verificarsi le necessarie reazioni biochimiche.
Quindi la massa del pianeta dovrebbe essere tale da consentire alla propria forza gravitazionale di mantenere in superficie le materie gassose volatili che compongono l'atmosfera, ma non eccessiva per stabilire la corretta pressione atmosferica idonea alla generazione ed evoluzione della vita.
fl
è la frazione di pianeti dove la vita si sviluppa.
Sebbene un pianeta possa trovarsi in una ecosfera utile, sono necessarie diverse e complesse condizioni perché la vita possa svilupparsi ed è quindi ragionevole aspettarsi che solo una piccola frazione dei possibili candidati possa presentarle: per esempio l'elevata inclinazione dell'asse di rotazione del pianeta rispetto piano dell'orbita attorno all'astro o la sua lenta rotazione causerebbe una prolungata esposizione alle radiazioni solari di un solo polo con il suo conseguente surriscaldamento, mentre l'altro polo sarebbe avvolto dalla morsa nel gelo.
fi
è la frazione dei pianeti ospitanti la vita e che hanno sviluppato una vita intelligente. Questo fattore è fortemente influenzato da considerazioni probabilistiche e teoriche: infatti l'unico modello al quale possiamo fare riferimento è il nostro pianeta, quindi nulla ci garantisce che altri mondi abbiano subito gli stessi mutamenti climatici, geografici, storici, che hanno
contribuito allo sviluppo della civiltà attuale.
Molti mutamenti, anche se catastrofici, sono stati fondamentali perché hanno selezionato varie forme di vita che si sono adattate all'ambiente evolvendosi in specie sempre più complesse, fino all'homo sapiens. La nostra intelligenza è quindi da attribuire ad una miriade di fattori casuali. Nonostante tutte le difficoltà incontrate nel corso della nostra evoluzione, oggi stiamo indagando sulla probabile esistenza di altre forme di vita intelligenti nell'Universo. Se noi siamo riusciti a superare le avversità, è possibile che ci siano riuscite anche altre specie ed è possibile che qualche altra specie intelligente stia facendo la stessa nostra ricerca.
fc
è la frazione di pianeti dove si sviluppa la tecnologia, ovvero la frazione di pianeti dotati di vita intelligente in grado di costruire una civiltà tecnologica tale da consentire una loro individuazione.
Come possiamo constatare, sul nostro pianeta ci sono diversi gradi d'intelligenza. È possibile che una eventuale altra forma di vita aliena, per sopravvivere nel suo habitat, non abbia avuto la necessità di evolversi fino alla stessa nostra capacità creativa e intuitiva; capacità che ci ha permesso di raggiungere il grado di tecnologia di cui disponiamo. Dunque anche questo fattore risente di una forte interpretazione soggettiva.
L
è la vita media delle civiltà nello stadio adatto alle comunicazioni, ovvero il periodo di tempo in cui esse sono rilevabili per mezzo di segnali radio.
 
Questo è il fattore più aleatorio ed imprevedibile; infatti non possiamo stimare una vita media di una civiltà, non riuscendo nemmeno a prevedere con certezza quanto durerà la nostra, sia per la natura bellicose intrinseca della nostra specie, sia per la degradazione dell'habitat dove la nostra civiltà risiede. Secondo un sempre crescente numero di biologi e ricercatori infatti, sarebbe proprio l'uomo e tecnologia da lui sviluppata a decretare la propria estinzione. E non tra milioni di anni ma in un lasso di tempo molto più immediato: cento, duecento anni forse; Secondo molti scienziati la "sesta estinzione" sarebbe già cominciata.
Ogni anno, a fronte di una esplosione demografica ed industriale esponenziale, circa 100 specie di esseri viventi, piante e microrganismi scompaiono per sempre, inglobati dall'espansione degli insediamenti della "specie sterminatrice", l'uomo. Se la distruzione della biodiversità continuerà con questi ritmi, ammoniscono gli esperti, tra meno di due secoli rischieremo di rimanere l'unica specie sul pianeta: impossibile pensare di sopravvivere allora.
In conclusione, come già detto, i valori di N (numero di civiltà evolute tecnologicamente presenti nella galassia) sono estremamente aleatori, risentendo non soltanto delle inevitabili incertezze dei singoli termini che compaiono nell'equazione, ma anche dell'atteggiamento ottimistico o pessimistico del singolo ricercatore, cioè del modo con il quale avviene l'approccio alla ricerca. Le possibili stime vanno dunque da N=1 (atteggiamento pessimistico o antropico che contempla l'uomo come unico essere intelligente dell'intera galassia) a N=100.000 (atteggiamento moderatamente ottimista che vede nell'intelligenza un fenomeno raro ma non unico e irripetibile). Quest'ultimo valore per N non è affatto elevato: per il numero di stelle della nostra galassia la percentuale d'idoneità raggiunge appena lo 0,00005%, ossia 1 stella ogni 2 milioni.
A
cura
di
Angelo
Piemontese
e
Claudio
Del
Duca
Torna
all'indice
del
Corso
|
Testo
consigliato:
Scheda
tecnica
(file
pdf
149
Kb)
|
