La più bella convention di fantascienza a cui abbia mai partecipato è stata la Tredicesima Science Fiction Convention, tenutasi a Cleveland nel 1955. Era un convegno piccolo (solo 300 partecipanti), all'insegna della cordialità, e io ero l'ospite d'onore, il che rendeva ancora più piacevole l'avvenimento.
A quell'epoca ero perfino più giovane di adesso, e anche questo rendeva più piacevole l'avvenimento; alla convention, inoltre, partecipavano molti miei cari amici, tutti (per chissà quale curiosa coincidenza) molto più giovani e belli di adesso. E purtroppo alcuni di essi erano anche molto più vivi di adesso.
Una delle straordinarie persone che conobbi in quell'occasione era Antony Boucher, a quell'epoca direttore di Fantasy & Science Fiction. Maestro di cerimonie al convegno, era un uomo dolce e gentile. Adesso è morto e il suo ricordo è conservato per sempre nel cuore di chi lo conobbe.
Mi meravigliai dunque quando, nominando un altro partecipante alla convention, sentii l'indulgente Tony commentare brusco: - Non mi piace.
Era un giudizio sorprendente, perché l'uomo di cui discutevamo sembrava un tipo molto simpatico, e io non avevo avuto difficoltà a familiarizzare con lui (però devo ammettere che tendo a familiarizzare facilmente con chiunque). Dissi: - Perché non ti piace, Tony? Sembra un tipo simpatico.
E Tony scosse la testa e disse: - Non beve.
Sgranai gli occhi. Non sapevo che il bere fosse uno dei requisiti necessari per essere approvati da Tony. - Ma, Tony - dissi, turbato - nemmeno io bevo.
- È diverso - disse Tony. - Lui si comporta come uno che non beve. Tu invece ti comporti da ubriaco, come tutti noi.
Anzi, ancor più da ubriaco degli altri. Tutti i beoni che partecipano alle convention ogni tanto smaltiscono la sbornia e vanno in giro come se avessero il mondo in gran dispetto, mentre io la sbornia non la smaltisco mai. È perché per "gasarmi" io non ho bisogno né di alcol, né di altre sostanze chimiche. La vita per me è un lungo sballo, e scrivere questi articoli, in particolare, è sufficiente a tirarmi su perfino nei momenti di difficoltà. (Una volta scrissi per F&SF tre articoli di fila, senza fermarmi, per conservare l'equilibrio mentale quando la mia bella figliola dagli occhi azzurri e dai capelli biondi si ruppe una caviglia).
Avanti, allora, con questa piacevole incombenza.

Nella vita di tutti i giorni tendiamo a considerare l'aria un vero e proprio "nulla". Se guardiamo in un contenitore che non contenga altro che aria, lo definiamo "vuoto". In un certo senso questa definizione è abbastanza giusta, se confrontiamo l'aria con alcuni degli altri oggetti che ci circondano.
Il materiale più denso che conosciamo, secondo i parametri relativi alle condizioni che incontriamo sulla superficie della Terra, è un metallo: l'osmio. Un centimetro cubo di osmio ha una massa di 22,57 grammi, sicché la sua densità è di 22,57 g/cm^3.
La densità dell'aria, invece, è di circa 0,00128 g/cm^3, ossia circa 1/17.600 della densità dell'osmio. Date queste cifre, si è tentati di liquidare l'aria definendola praticamente priva di densità.
Il fatto che l'aria abbia una massa, che sia quindi attratta dal campo gravitazionale della Terra e possa essere misurata come un oggetto dotato di peso, non fu chiarito che nel 1643. In quell'anno il fisico italiano Evangelista Torricelli (1608-1647) dimostrò che se un tubo aperto a un'estremità viene riempito con mercurio e rovesciato in una vaschetta contenente a sua volta mercurio, non tutto il mercurio del tubo fuoriesce. Nel tubo resta una colonna di mercurio alta 76 centimetri, una colonna che rimane lì indefinitamente sotto il peso dell'aria che preme sul mercurio della vaschetta.
La densità del mercurio è di 13,546 g/cm^3, ossia 10.583 volte quella dell'aria. Ciò significa che una colonna di mercurio sospesa in un tubo chiuso dev'essere controbilanciata da una colonna d'aria 10.583 volte più alta di essa. Poiché la pressione atmosferica tiene in sospensione 76 centimetri di mercurio, la colonna d'aria dev'essere alta 8,04 chilometri (o quasi esattamente cinque miglia).
Fu una scoperta rivoluzionaria. Fino ad allora si era supposto, senza approfondire la materia, che l'aria arrivasse molto in alto, certamente fino alla Luna e, magari, addirittura fino alle stelle.
Così, nelle prime storie di fantascienza, c'era gente che raggiungeva la Luna facendosi scagliare in cielo da una tromba marina, o che la raggiungeva con l'aiuto di grandi uccelli legati a una carrozza. Simili metodi funzionerebbero solo se l'aria si trovasse in tutto l'universo.
Grazie a Torricelli, per la prima volta si capiva che l'atmosfera era un fenomeno strettamente locale, che essa avvolgeva per bene la superficie terrestre, ma che di là non c'era niente. La gente dovette accettare il fatto che tra la Terra e la Luna (o più generalmente tra due corpi celesti dell'universo, quali che fossero) c'era un tratto più o meno grande di "nulla". Per quanto ne sappiamo, l'unico modo per percorrere un simile tratto è di sfruttare i principi di azione e reazione, come fanno i razzi, principi che furono esposti per la prima volta nel 1687 dallo scienziato inglese Isaac Newton (1642-1727).
In un certo senso, quindi, l'esperimento di Torricelli condusse alla scoperta dello spazio. Certo, l'intero universo, compresa la Terra, voi e me, è compreso nello spazio. Di solito, però, con "spazio" indichiamo quella regione oltre l'atmosfera della Terra dove, in sostanza, non c'è niente, e che distinguiamo dallo spazio genericamente inteso definendola "spazio extraatmosferico".
Un altro termine possibile è "vuoto" o il più arcaico "vacuo"; che designano una zona dello spazio priva di materia. L'esperimento di Torricelli, quindi, diede luogo alla scoperta del vuoto.

Ma quanto è vuoto il vuoto? È davvero privo di materia? Completamente privo di qualsiasi tipo di materia?
L'atmosfera, per fare un esempio, in realtà non ha un'altezza di soli 8,04 chilometri. L'avrebbe se la sua densità fosse identica lungo tutto quel tratto, ma questo non può essere, e che non possa esserlo è arguibile dal fatto che, nel 1662, lo scienziato inglese Robert Boyle dimostrò come i gas vengono compressi e resi più densi se posti sotto pressione.
La parte bassa dell'atmosfera, nella quale ci muoviamo, respiriamo ed esistiamo, è compressa dai chilometri d'aria che si trovano sopra, sicché noi viviamo in un mare di gas che è assai più denso di quanto sarebbe in assenza di tale pressione. Se si sale nell'atmosfera, il peso di questi chilometri d'aria diventa sempre minore, e quindi la pressione atmosferica diminuisce progressivamente. Per tale motivo l'aria si fa sempre meno densa con l'aumentare dell'altezza. Diventando meno densa, si espande verso l'esterno e verso l'alto, e raggiunge quote molto maggiori di quelle che raggiungerebbe se la densità fosse costante dappertutto.
Così, in cima al Monte Everest, che è alto 8,8 chilometri, la densità atmosferica è solo circa tre ottavi di quella che si registra a livello del mare, e consente a malapena al nostro apparato respiratorio di pompare abbastanza ossigeno nei polmoni per continuare a vivere. Perciò, per quanto riguarda l'uso pratico che noi e le altre creature viventi facciamo dell'atmosfera, si può dire che quest'ultima arrivi solo a 9 o 10 chilometri d'altezza.
Tuttavia essa arriva più in su, diventando ancor meno densa e meno capace di consentire la vita attiva (anche se vari tipi di semi e spore potrebbero sopravvivere). Per seguire il suo viaggio verso l'alto, consideriamola in modo diverso.
Di un dato volume di aria secca e pulita, il 78,084 per cento è costituito da azoto, ossia da molecole di azoto, ciascuna delle quali è composta da due atomi di azoto (N2). Il 20,947 per cento è costituito da ossigeno, ossia da molecole di ossigeno, ciascuna delle quali è composta da due atomi di ossigeno (O2). Lo 0,934 per cento è poi costituito da argo, ossia da singoli atomi di argo (Ar). Lo 0,032 per cento, infine, è costituito da anidride carbonica, ossia da molecole composte da un atomo di carbonio e due di ossigeno (CO2).
Questi quattro componenti, presi insieme, rappresentano il 99,997 per cento dell'atmosfera. Ci sono tracce di forse una decina di altri componenti, che affollano il rimanente 0,003 per cento del volume, ma possiamo non tenerne conto.
Conosciamo la massa dei singoli atomi di argo e la massa delle singole molecole di ossigeno, azoto e anidride carbonica. Poiché conosciamo anche la massa di un centimetro cubo di aria, possiamo calcolare quante particelle (un termine con cui possiamo designare sia gli atomi di argo sia le molecole degli altri gas) siano presenti in un centimetro cubo di aria in condizioni standard.
Il numero è 26.880.000.000.000.000.000, ossia quasi 27 miliardi di miliardi.
In cima al Monte Everest il numero è circa 10 miliardi di miliardi per centimetro cubo, il che ci consente di vivere, anche se per un pelo.
A 100 chilometri sopra il livello del mare, l'atmosfera ha una densità che è meno di un milionesimo di quella che si registra a livello del mare: in altre parole, è un "vuoto" ideale secondo i parametri dei laboratori, ma contiene ancora 10.000 miliardi di particelle per centimetro cubo.
A 3.000 chilometri sopra il livello del mare, l'atmosfera è meno di un milionesimo di miliardesimo di quel che è a livello del mare, ma ciò significa che contiene ancora 10.000 particelle per centimetro cubo. Perfino a 30.000 chilometri sopra il livello del mare, quasi un dodicesimo della distanza che ci separa dalla luna, ci sono ancora dieci particelle per centimetro cubo.
Come vedete, i gas diventano sempre più rarefatti, ma non scendono necessariamente a un vero e proprio zero a mano a mano che lo spazio si estende. Si può arrivare a una particella per centimetro cubo, o a una particella per metro cubo, tuttavia mai allo zero assoluto. In altre parole, il vuoto non è mai interamente vuoto.
Ma non ha senso cercare la perfezione. Nel definire un'atmosfera potremmo arbitrariamente stabilire qualche limite di densità molto basso, e ove la densità fosse ancora inferiore potremmo dire di avere il "vuoto". Così, la più grande altezza a cui sia possibile individuare degli effetti provocati presumibilmente dall'atmosfera della Terra è quella delle aurore, alcune delle quali possono arrivare a mille chilometri di altitudine, dove ci sono 300.000 particelle circa per centimetro cubo. Chiamiamo qualsiasi cosa scenda sotto questa densità "il vuoto" non perché sia assolutamente vuoto, ma perché è sufficientemente vuoto.
Usando questi parametri, tutto lo spazio è vuoto, se si eccettua il volume totalmente insignificante nelle immediate vicinanze di grandi corpi celesti.
Tutte le stelle hanno un'atmosfera, naturalmente, come ce l'ha il nostro sole, e anche i giganti gassosi come Giove, Saturno, Urano e Nettuno ce l'hanno. Qualsiasi corpo celeste più piccolo di un gigante gassoso, però, è difficile che ne abbia una. A quanto ci consta, nel nostro sistema solare solo quattro corpi celesti più piccoli dei giganti gassosi hanno un'atmosfera: Venere, la Terra e Marte tra i pianeti, e Titano tra i satelliti.
Anzi, fu non molto tempo dopo che l'esperimento di Torricelli aveva dimostrato la natura limitata della nostra atmosfera che gli astronomi cominciarono a capire come la Luna, per esempio, fosse priva di atmosfera.

Poniamoci una domanda. Perché l'argo esiste sotto forma di singoli atomi, mentre l'ossigeno e l'azoto si mettono in coppia e formano molecole di due atomi? Senza scendere in dettagli di meccanica quantistica, dirò che la disposizione degli elettroni intorno all'atomo di argo è molto stabile. La stabilità non diminuisce se si costringe un atomo di argo a dividere alcuni dei suoi elettroni con un altro atomo di argo o anche con un atomo di qualsiasi altro tipo. Gli atomi di argo, quindi, restano isolati.
La disposizione degli elettroni intorno a un atomo di ossigeno o di azoto, invece, non è particolarmente stabile. La stabilità può aumentare notevolmente se un atomo di ossigeno divide elettroni con un altro atomo di ossigeno, o se un atomo di azoto divide elettroni con un altro atomo di azoto.
Nel combinarsi, gli atomi cedono l'energia in eccesso, necessaria a conservare la configurazione instabile che hanno quando sono singoli. Perché queste coppie vengano divise, occorre che sia fornita un'altra volta tale energia in eccesso, e che essa sia introdotta nella molecola. Non è un'impresa facile, e il fenomeno non si verifica spontaneamente nelle condizioni in cui si trova l'atmosfera intorno a noi, perciò le molecole di ossigeno e azoto restano lì per un tempo indefinito.
Bisogna però che due singoli atomi si trovino molto vicini per dividere gli stessi elettroni, così vicini da potersi dire quasi a contatto. Si dà il caso che questo non sia affatto un problema, in condizioni atmosferiche normali.
Supponiamo che tutte le molecole di azoto e di ossigeno presenti nell'atmosfera esistessero allo stato singolo. Che cosa succederebbe?
Se le molecole di ossigeno e azoto composte di due atomi si dividessero in singoli atomi, ci sarebbero circa 53 miliardi di miliardi di particelle per centimetro cubo, tutte quante atomi. Se gli atomi si muovessero, a ciascuno basterebbe spostarsi (in media) solo di 3,5 milionesimi di centimetro per collidere con un altro. Poiché gli atomi viaggerebbero a una velocità media di circa 6.500 centimetri al secondo (quasi 160 chilometri all'ora), ci sarebbero circa 200 milioni di collisioni al secondo. Perciò, nel giro di una minima frazione di secondo, tutti i singoli atomi troverebbero dei partner. Gli atomi di ossigeno e di azoto si trasformerebbero in molecole di ossigeno e di azoto, e per il calore liberato la temperatura dell'atmosfera salirebbe fino a diventare incandescente.
A mano a mano che aumenta l'altitudine, però, l'atmosfera si fa meno densa. Il numero di particelle per centimetro cubo è inferiore, ed esse quindi sono sparse in uno spazio più grande. Una determinata particella deve spingersi un po' più lontano, e dunque viaggiare un po' più a lungo, prima di collidere con un'altra.
A circa 85 chilometri sopra il livello del mare, una particella deve percorrere in media un intero centimetro prima di collidere con un'altra. A circa 600 chilometri sopra il livello del mare, deve percorrere 10 milioni di centimetri (quasi 100 chilometri) prima di collidere. Le particelle che si trovassero nel vuoto praticamente non colliderebbero mai.
Assai lontano dalla superficie del pianeta, le radiazioni energetiche del sole, ultravioletti e raggi X, possono fornire l'energia necessaria a scindere le molecole di ossigeno e azoto in singoli atomi (Tali radiazioni vengono assorbite molto prima che possano raggiungere le zone più basse dell'atmosfera e provocarvi distruzione). Non è facile per i singoli atomi collidere e riunirsi nella bassa densità del vuoto, per cui più si sale in alto nell'atmosfera, più è probabile che si trovino atomi singoli.
Ad altezze molto grandi, l'ossigeno e l'azoto tendono a scomparire quasi del tutto, e si incontrano, invece, idrogeno ed elio. Nella parte più bassa dell'atmosfera questi ultimi sono presenti in tracce veramente minime. Su un milione di particelle, solo cinque sono costituite da atomi di elio (He), i cui elettroni sono più stabili di quelli di qualsiasi altro atomo. Cinque particelle su dieci milioni sono molecole di idrogeno, ciascuna composta da due atomi di idrogeno (H2).
L'idrogeno e l'elio sono i gas meno densi che esistano e tenderebbero a spingersi sopra gli altri gas, se a causa delle differenze di temperatura l'atmosfera non si rimescolasse. I loro atomi sono i più piccoli e i più leggeri che esistano, per cui sono anche quelli che si muovono più in fretta e che con minor probabilità vengono catturati da un particolare campo gravitazionale. Per entrambi questi motivi tendono più delle altre particelle a spingersi fino alle zone più alte dell'atmosfera, e "filtrare" nel vuoto più degli altri gas.
Si dà il caso, inoltre, che l'idrogeno e l'elio siano gli elementi più comuni nell'universo. Si reputa che il 90 per cento di tutti gli atomi esistenti siano di idrogeno e il 9 per cento di elio, mentre tutti gli altri elementi messi insieme rappresentano il restante uno per cento.
Può sembrare incredibile, quando il nostro stesso grande pianeta, nonché la Luna, Marte, Mercurio, Venere e così via sono praticamente composti di tutto tranne che di idrogeno e di elio. Il sole e i giganti gassosi, però, sono costituiti soprattutto, o addirittura esclusivamente, di idrogeno ed elio, e poiché questi cinque corpi celesti rappresentano circa il 99,9999 per cento di tutta la massa del sistema solare, il tipo di composizione chimica di tutti gli altri corpi celesti del sistema, Terra compresa, conta meno di un sacco di piume.

Quando, nell'antica Grecia, elaborò la sua teoria atomica, il filosofo Democrito (470-380 a. C.) affermò che la materia non consisteva che di atomi. Esistevano, osservò, solo atomi, e tra gli uni e gli altri c'era il vuoto.
Appena si comprese il fondamentale esperimento di Torricelli e si scoprì che l'aria non riempiva l'universo, fu possibile correggere la teoria di Democrito e applicarla su scala assai più vasta. Pareva che nell'universo non esistessero altro che stelle e vuoto.
Certo, a occhio nudo sembra proprio così. Si vedono le stelle, e dove non ci sono le stelle si vede solo un cielo nero che pare non contenere assolutamente nulla. Con il telescopio si scopre che tratti di cielo apparentemente vuoti sono in realtà pieni di stelle troppo poco luminose per essere distinte a occhio nudo, ma tra quelle stelle c'è sempre uno spazio che sembra vuoto. Per quanto forte sia l'ingrandimento del telescopio e per quanto numerose siano le stelle distinguibili, ci sono sempre degli spazi vuoti tra esse.
Potremmo pensare, allora, che gli unici oggetti interessanti dell'universo siano le stelle (e gli eventuali pianeti che orbitano loro intorno) e che il vuoto sia, per così dire, completamente vuoto d'interesse. Che cosa si può dire sul niente, o sul "quasi niente"?
E tuttavia, a pochi anni dall'invenzione del telescopio, furono scoperti nel vuoto dei corpi celesti che non sembravano stelle.
Nel 1612 l'astronomo tedesco Simon Marius (1573-1624) riferì di avere individuato nella costellazione d Andromeda una macchia di luce sfocata. Queste macchie indistinte apparivano assai diverse dalle stelle, che erano punti luminosi dai contorni netti, e finirono per essere chiamate "nebulose" (dal latino nebula, che significa "nube"). Quella scoperta da Marius fu battezzata "nebulosa di Andromeda", e così si chiamò per tre secoli.
Poi, nel 1619, l'astronomo svizzero Johann Cysat (1586-1657) scoprì che la stella di mezzo nella "spada" di Orione era in realtà una macchia luminosa sfocata, e non un punto dai contorni netti. E quella fu chiamata "nebulosa di Orione".
Queste macchie sfocate si moltiplicavano a mano a mano che si costruivano telescopi più potenti, e spesso venivano prese per comete da astronomi troppo entusiasti. Nel 1771 l'astronomo francese Charles Messier (1730-1817) cominciò a stendere un elenco di più di cento corpi celesti che potevano ingannare i cacciatori di comete che non fossero stati messi in guardia.
Risultò poi che molti degli oggetti dell'elenco di Messier erano, dopotutto, insiemi di stelle. La nebulosa di Andromeda non è una nube di polvere o nebbia, ma un enorme agglomerato di centinaia di miliardi di stelle, stelle così lontane che le singole componenti si confondono in una caligine luminosa. Tali agglomerati sono definiti adesso "galassie", sicché parliamo della "galassia di Andromeda". Degli oggetti elencati da Messier, trentotto sono risultati essere galassie.
Altri oggetti del catalogo di Messier si trovano nella via Lattea, la nostra galassia, e sono "ammassi globulari" e "ammassi aperti", agglomerati comprendenti dalle centinaia alle centinaia di migliaia di stelle, che si confondono l'una con l'altra. Ci sono 58 ammassi del genere, nel catalogo.
Poi vi sono stelle che in seguito a qualche evento violento hanno emesso grandi quantità di polvere e gas che brillano alla luce della stella stessa. Questi ammassi di polvere e gas sono "nebulose planetarie", e alcune di esse sono comprese nell'elenco. La primissima voce nel catalogo di Messier è la "nebulosa del Granchio", ossia ciò che resta di una stella che è quasi completamente esplosa diventando una supernova, nove secoli e mezzo fa.
Ci sono però alcune nebulose che in realtà sono nubi brillanti di atomi d'idrogeno ed elio. Tra queste c'è la nebulosa di Orione. Altre due sono, nella costellazione del Cigno, la "nebulosa Nord America" (così chiamata per la sua forma) e, nella costellazione del Sagittario, la "nebulosa Laguna" (così chiamata perché sembra consistere di due parti separate da un canale scuro o una laguna).
La nebulosa di Orione è brillante perché nel suo vasto agglomerato vi sono parecchie stelle molto calde che riscaldano il suo gas, sicché gli atomi di idrogeno guadagnano energia, perdono i loro elettroni e si ionizzano. Questi atomi di idrogeno ionizzati tendono a cedere sotto forma di luce l'energia guadagnata. Ottengono costantemente nuova energia dalle stelle all'interno della nebulosa e altrettanto costantemente la irradiano lontano con una sorta di bagliore fluorescente che è caratteristico di queste "nebulose a emissione".
Potrebbe sembrare sorprendente che si possa vedere questo bagliore, data l'enorme distanza che ci separa da tali nebulose. Il gas di cui sono composte è estremamente rarefatto, considerato che in esse la densità è di 1.000-10.000 particelle per centimetro cubo.
È una densità che equivale a quella della nostra atmosfera a 3-10.000 chilometri sopra il livello del mare, ossia è talmente bassa che tali nebulose corrispondono alla nostra definizione arbitraria di "vuoto". Tuttavia, anche se il gas è così rarefatto, poiché è sparso in anni luce cubi di spazio basta a produrre un bagliore visibile.
Ci sono nubi ancor più rarefatte, con soli 100 atomi per centimetro cubo, e queste sono assai più difficili da individuare, dato che la loro densità equivale a quella della nostra atmosfera all'altezza di 20 mila chilometri. Infine, lo spazio più vuoto, il vuoto dei vuoti, contiene solo 0,3 particelle per centimetri cubo (o circa 5 particelle per pollice cubo).

Non tutte le nebulose risplendono, naturalmente.
Quando l'astronomo anglo-tedesco William Herschel (1738-1822) stava studiando la via Lattea, notò regioni dove c'erano pochissime stelle, o che ne erano del tutto prive. Queste regioni scure avevano confini ben definiti, a volte molto netti, e dall'altro lato di tali confini potevano esserci regioni che rigurgitavano letteralmente di stelle.
Herschel ricorse alla spiegazione più semplice. Ipotizzò che queste regioni scure della via Lattea fossero effettivamente prive di stelle, che fossero tunnel di spazio vuoto che passavano in mezzo a nugoli di stelle e rivelavano quale vacua oscurità ci fosse oltre la via Lattea. La Terra pareva trovarsi in posizione tale da consentirci di guardare l'imboccatura del tunnel. "Sicuramente" disse Herschel "c'è un buco nei cieli".
Esistono però parecchie regioni del genere, e col passare del tempo ne furono individuate e descritte sempre di più. Nel 1919 l'astronomo americano Edward Emerson Barnard (1857-1923) catalogò la posizione di 182 regioni di questo tipo, e ormai se ne conoscono più di 350.
Barnard e, indipendentemente da lui, l'astronomo tedesco Max F. J. C. Wolf (1863-1932) ritennero molto improbabile che nella via Lattea ci fossero tanti "buchi" con l'imboccatura rivolta sempre verso la Terra, così che gli astronomi potessero sbirciarvi dentro.
Sembrava assai più probabile che le regioni scure fossero vaste nubi di particelle che non contenevano nessuna stella e che quindi non diventavano energetiche e non brillavano, ma restavano fredde e scure. Tali nebulose avrebbero bloccato la luce delle stelle alle proprie spalle e sarebbero apparse come macchie scure in contrasto con la luce che passava loro accanto da ogni parte.
Pareva che queste "nebulose oscure" non fossero affatto prodotte dalle stelle. Piuttosto il contrario: adesso infatti gli astronomi sono convinti che in condizioni adatte le stelle possano formarsi dalle nebulose oscure. Si reputa che l'intero sistema solare sia stato prodotto da una nebulosa oscura che, poco meno di cinque miliardi di anni fa, si condensò fino a formare il sole e i suoi pianeti.
Se una nebulosa oscura è abbastanza grande, si possono formare molte stelle al suo interno, e le prime basterebbero a fornire l'energia necessaria per dare origine a una nebulosa a emissione. In certe nebulose come quella che si trova nella costellazione di Orione si vedono macchie circolari molto piccole e molto scure. Queste sono chiamate "globuli di Bok", perché fu l'astronomo olandese-americano Bart Jan Bok (1906-1983) a studiarle per primo negli anni Quaranta. Sono, si ritiene, nubi di gas che si condensano proprio nel momento in cui le guardiamo e che presto (in senso astronomico) diventeranno nuove stelle.
Come le nebulose a emissione, le nebulose oscure sono costituite soprattutto da idrogeno ed elio e hanno circa la medesima densità; ma si capisce dalla loro stessa natura che non possono essere composte solo di gas. Se una nebulosa oscura contiene 10.000 atomi di idrogeno ed elio per centimetro cubo, molto probabilmente conterrà anche 100 particelle di polvere (ciascuna composta da decine o centinaia di atomi, tra cui forse atomi di silicio e vari metalli) per centimetro cubo.
Sappiamo che dev'essere così per il semplice motivo che una nebulosa oscura assorbe la luce del sole. Una particella di polvere assorbe la luce del sole 100.000 volte di più di un atomo o di una molecola di gas. Lo si può constatare osservando la nostra atmosfera.
Tutte le molecole gassose della nostra atmosfera assorbono molto poco la luce del sole, ma lasciano penetrare alcune goccioline d'acqua o frammenti di polvere, per cui le condizioni cambiano immediatamente. Queste quantità di materia liquida o solida possono essere minime in confronto all'enorme numero di molecole di gas presenti, però bastano a produrre una nebbia o foschia che nasconde la luce del sole.
Se solo l'uno per cento delle particelle di una nebulosa fosse costituito da polvere e l'altro 99 per cento da atomi e molecole di gas, sarebbe pur sempre la polvere, al 99 per cento, a nascondere la luce delle stelle.
Tuttavia, anche se alcune nebulose emettono luce e altre la nascondono, e anche se le une e le altre sono proprio per questo ben visibili, in esse avviene qualcosa di assai più complesso e affascinante, ed è di questo qualcosa che parlerò nel prossimo articolo.

FINE