IDEE PER UNA SCIENZA UMANA E NATURALE
DALL’ORIGINE DELL’UNIVERSO ALL’ORIGINE DELL’UOMO
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Origine dell'universo Evento postulato dalla teoria cosmologica standard a cui si fa risalire la comparsa della materia e dell'energia esistente.
Secondo la maggior parte degli astronomi, l'evento ebbe luogo in un preciso istante del passato compreso tra i 12 e i 20 miliardi di anni fa.
Il primo indizio che condusse alla formulazione di questa teoria fu la scoperta dell'espansione dell'universo, avvenuta nel 1920 a opera del fisico statunitense Edwin Hubble: dall'analisi spettroscopica delle radiazioni elettromagnetiche emesse dalle galassie, egli capì che queste non sono ferme, ma si muovono allontanandosi le une dalle altre con velocità proporzionale alla reciproca distanza. Tale espansione è del resto prevista dalla teoria della relatività generale di Albert Einstein.
Se i componenti dell'universo sono in continuo allontanamento l'uno rispetto all'altro, in passato devono essere stati più vicini di quanto non siano ora; al limite, in un lontanissimo passato, deve esserci stato un istante in cui tutto ciò che esiste era concentrato in un unico punto matematico (una cosiddetta singolarità). Da quel punto, attraverso un'espansione esplosiva, nota come Big Bang, avrebbe avuto origine l'universo.
Una conferma all'idea che l'universo abbia conosciuto un inizio fu la scoperta, negli anni Sessanta, della radiazione cosmica di fondo, vale a dire di onde elettromagnetiche di bassa energia che permeano ogni regione del cosmo e in cui gli scienziati vedono l'eco del Big Bang.
Il Big Bang non deve essere pensato come l'esplosione di una massa di materia all'interno di uno spazio vuoto. Al momento del Big Bang, infatti, spazio e tempo coincidevano, così come materia ed energia; "al di fuori" della sfera infuocata primigenia non esisteva nulla, e non esisteva tempo "prima" del Big Bang. E' lo spazio stesso che si espande via via che l'universo invecchia, portando i corpi in esso contenuti sempre più lontano gli uni dagli altri.
Universo inflazionario
La teoria standard dell'origine dell'universo, basata su una combinazione di cosmologia, meccanica quantistica e fisica delle particelle elementari, prevede il cosiddetto processo di inflazione. Se si considera come "tempo zero" l'istante in cui il tutto emerse dalla singolarità iniziale, l'inflazione spiega come un "seme" superdenso e supercaldo contenente tutta la massa e l'energia del cosmo, ma più piccolo di un protone, si sia espanso incessantemente dal tempo zero, per miliardi e miliardi di anni.
Secondo la teoria dell'universo inflazionario, l'espansione fu prodotta da quelle stesse forze fondamentali, allora riunite sotto forma di un'unica forza di inflazione, che oggi governano le leggi della natura: la forza di gravitazione, la forza elettromagnetica, la forza di interazione debole (vedi Teoria elettrodebole) e la forza di interazione forte (le ultime due osservabili soltanto a livelli subatomici e subnucleari, nelle interazioni tra le particelle elementari).
La forza di inflazione agì solo per una frazione infinitesima di secondo, pari ad appena 15 x 10-33 secondi, sufficiente a dilatare le dimensioni dell'universo nascente da quelle di una microscopica sfera 1020 volte più piccola di un protone, a quelle di una regione di spazio del diametro di 10 cm. Tale fu la violenza di quel primo impulso che, nonostante la forza di attrazione gravitazionale contrasti costantemente il moto di deriva delle galassie, l'espansione dell'universo continua tuttora.
Secondo i cosmologi, pur essendo nei dettagli ancora oggetto di studi e approfondimenti, la teoria dell'inflazione può spiegare tutto quanto si verificò a partire dal momento in cui l'universo aveva l'età di un decimillesimo di secondo, una temperatura di 1000 miliardi di gradi e una densità omogenea pari a quella di un odierno nucleo atomico. In quel momento, materia ed energia si trasformavano continuamente l'una nell'altra: le particelle elementari si trasformavano in fotoni, e i fotoni in particelle.
La trasformazione di energia in materia è un fenomeno previsto da Einstein e quantificato dalla ben nota equazione E = mc2, in cui E rappresenta l'energia, m la massa e c la velocità della luce. Queste condizioni, che avrebbero caratterizzato una brevissima fase della storia dell'universo, vengono oggi in parte riprodotte negli acceleratori di particelle. Dal momento che le previsioni dei teorici trovano riscontro negli esperimenti svolti all'interno degli acceleratori, si può pensare che la teoria descriva abbastanza bene lo svolgimento effettivo delle prime fasi di vita dell'universo.
Via via che l'universo si espandeva, la sua temperatura diminuiva. A poco a poco l'energia disponibile non era più sufficiente a permettere lo scambio tra fotoni e particelle di materia, e l'universo, per quanto ancora in fase di espansione e di raffreddamento, incominciò a stabilizzarsi. Un centesimo di secondo dopo l'inizio, la temperatura era caduta a 100 miliardi di gradi, e protoni e neutroni si erano stabilizzati. Inizialmente il numero di neutroni era uguale a quello di protoni, ma in seguito i neutroni, instabili, iniziarono a decadere in protoni ed elettroni, spostando l'equilibrio.
Un decimo di secondo dopo l'inizio, il rapporto neutroni-protoni era 19 : 31 e la temperatura era scesa a 30 miliardi di gradi. Un secondo dopo la nascita dell'universo, il rapporto era di 6 neutroni contro 19 protoni, la temperatura era scesa a 10 miliardi di gradi e la densità dell'intero universo era "solo" 380.000 volte quella dell'acqua.
Da questo punto in poi, i cambiamenti incominciarono a rallentare. Ci vollero 14 secondi perché la temperatura scendesse a 3 miliardi di gradi, ovvero raggiungesse le condizioni in cui avvengono normalmente i processi di fusione nucleare all'interno del Sole. In tali condizioni, neutroni e protoni incominciarono ad aggregarsi, formando per tempi brevissimi nuclei di deuterio (idrogeno pesante) che subito venivano spezzati da nuove collisioni.
A tre minuti dall'inizio, l'universo era 70 volte più caldo di quanto sia oggi il nucleo solare: la sua temperatura era scesa a un miliardo di gradi. Esistevano soltanto 7 neutroni ogni 43 protoni, ma i nuclei di deuterio erano stabili e resistevano alle collisioni. La combinazione dei neutroni e protoni a formare nuclei stabili permise la sopravvivenza dei neutroni, che altrimenti, se fossero rimasti isolati, sarebbero completamente decaduti.
La costituzione di nuclei e atomi
Da questo istante, fino al termine del quarto minuto dall'inizio, ebbe luogo una serie di reazioni nucleari che portò alla formazione di nuclei di elio (particelle costituite da due protoni e due neutroni) e di altri nuclei leggeri, a partire da protoni (nuclei di idrogeno) e nuclei di deuterio, in un processo noto come nucleosintesi.
Meno del 25 % della materia nucleare finì convertito in forma di elio; tutto il resto, tranne una frazione dell'1 %, in forma di idrogeno. La temperatura era tuttavia ancora troppo elevata perché questi nuclei potessero legare a sé elettroni e formare atomi stabili.
A 30 minuti dall'inizio, la temperatura dell'universo era di 300 milioni di gradi e la densità era scesa drasticamente, a circa il 10 % di quella dell'acqua. I nuclei di idrogeno ed elio, dotati di carica elettrica positiva, coesistevano con elettroni liberi, carichi negativamente; sia i nuclei che gli elettroni, data la loro carica elettrica, continuavano a interagire con i fotoni. La materia si trovava nel cosiddetto stato di plasma, come è oggi all'interno del Sole.
Questa attività proseguì per circa 300.000 anni, fino a che l'universo in espansione si fu raffreddato più o meno alla temperatura a cui si trova oggi la superficie del Sole, vale a dire a circa 6000 °C. In queste condizioni, gli elettroni erano in grado di rimanere vincolati ai nuclei così da formare atomi stabili. Nel successivo mezzo milione di anni, tutti gli elettroni e i nuclei si legarono a formare atomi di idrogeno ed elio.
Gli atomi, elettricamente neutri, cessarono di interagire con la radiazione. Da questo punto in poi si può considerare conclusa l'era della sfera di fuoco: l'universo divenne trasparente, nel senso che i fotoni di radiazione elettromagnetica potevano passare indisturbati attraverso gli atomi.
E' il residuo di questa radiazione, oggi a una temperatura di -270 °C, che viene rilevata dai radiotelescopi e interpretata dagli scienziati come radiazione cosmica di fondo. A partire da qualche centinaio di migliaia di anni dopo l'inizio, essa cessò di interagire con la materia; ancora oggi, leggere differenze di temperatura nelle radiazioni cosmiche di fondo provenienti da diverse regioni del cosmo, serbano memoria di come la materia era distribuita nell'universo a quell'epoca.
Stelle e galassie si formarono a partire da un milione di anni circa dall'inizio, soltanto dopo che materia e radiazione si furono disaccoppiate.
Materia oscura
Secondo le grandi teorie unificate (nome collettivo che designa l'approccio di un ramo della fisica teorica che vede le forze della natura unificate), esiste un'altra componente dell'universo, oltre alla materia nucleare e alla radiazione, emersa dal big bang ed entrata a far parte dell'universo: la materia oscura.
L'universo contiene infatti molta più materia di quanta non se ne possa osservare: la proporzione tra materia oscura e materia chiara (detta talvolta materia barionica) risulta di almeno dieci a uno (e forse addirittura cento). Ne è una prova il modo in cui, per effetto gravitazionale, la materia influisce sul movimento di galassie e ammassi di galassie. Se si ammettesse l'esistenza della sola materia conosciuta, il moto delle galassie sarebbe diverso da quello osservato e il modello di Big Bang qui delineato non funzionerebbe. In particolare, il quantitativo di elio prodotto nel Big Bang non corrisponderebbe a quello osservato nelle stelle più vecchie, formatesi non molto tempo dopo il Big Bang stesso.
Le grandi teorie unificate prevedono quindi che, nelle prime frazioni di secondo della storia dell'universo, dall'energia primordiale si sia generata una grande quantità di un qualche altro tipo di materia (chiamata appunto materia oscura, o anche materia esotica).
Questa materia potrebbe essere oggi concentrata nei buchi neri, nei neutrini (se si scoprisse che sono dotati di massa) o in esotiche particelle elementari di massa enorme, dette WIMP (Weakly Interacting Massive Particles), che interagirebbero con la materia unicamente attraverso la forza debole. La più importante conseguenza di ciò è che, quando l'universo emerse dal Big Bang e la materia ordinaria e la radiazione si disaccoppiarono, le irregolarità nella distribuzione di materia oscura nello spazio generarono enormi addensamenti gravitazionali che rallentarono il movimento delle particelle di materia barionica.
Ciò avrebbe permesso la formazione di stelle, galassie e ammassi di galassie, e spiegherebbe il modo in cui gli ammassi di galassie sono distribuiti nell'universo attuale, in una struttura "schiumosa" che consiste di superfici e filamenti avvolti intorno a bolle scure.
La convergenza di fisica e cosmologia
Il modello qui descritto della nascita dell'universo poggia su evidenze certe, sebbene alcuni aspetti, relativi in particolare alle modalità di formazione delle galassie, siano ancora non compresi. Esso costituisce un punto di incontro tra la fisica teorica delle grandi teorie unificate, a cui si devono la teoria dell'inflazione e quella della materia oscura, e la cosmologia, che ha accolto tali teorie applicandole all'interpretazione dell'universo nel suo complesso.
Le attuali misurazioni della temperatura della radiazione cosmica di fondo permettono di risalire alla temperatura dell'universo al tempo della nucleosintesi, e di stabilire che il 25 % della materia nelle stelle più vecchie è costituito da elio; un dato, questo, confermato dalle osservazioni sperimentali.
Inoltre, l'aspetto dettagliato delle "increspature" della radiazione di fondo, rilevato dal satellite COBE, rivela gli effetti della presenza della materia oscura, che avrebbe assunto il predominio gravitazionale su quella chiara entro poche centinaia di migliaia di anni dal tempo iniziale dell'universo e si sarebbe distribuita nel cosmo in una struttura corrispondente all'attuale distribuzione di galassie "chiare" a grande scala.
E' proprio la corrispondenza tra la comprensione della fisica delle particelle (il mondo dell'infinitamente piccolo), acquisita attraverso esperimenti condotti sulla Terra, e quella della struttura dell'universo in espansione (il mondo dell'infinitamente grande), sviluppata grazie alle osservazioni astronomiche, a convincere i cosmologi che, se pure rimangono dettagli da risolvere, il quadro di cui si dispone oggi sull'origine dell'universo è sostanzialmente corretto.
Inizialmente la Terra era un ammasso di materiale tenuto insieme dall'attrazione gravitazionale. I materiali più pesanti lentamente sprofondarono verso il centro e formarono il nucleo, mentre quelli più leggeri costituirono il mantello e la primitiva atmosfera. Lo strato più superficiale, col progressivo raffreddamento, formò la crosta.
Quando la temperatura superficiale della Terra scese sotto i 100°C, il vapore si condensò e cadde sotto forma di pioggia formando gli oceani. Nelle acque si formarono molecole sempre più complesse e comparvero i primi esseri viventi: alghe verdi microscopiche che si nutrivano di anidride carbonica e producevano ossigeno. L'atmosfera si arricchì di ossigeno e consentì lo sviluppo di nuovi organismi viventi; l'evoluzione poi, seppure in modo lento ma progressivo, ha portato a tutte le forme di vita oggi esistenti.
Lo strato più esterno della Terra detto litosfera, non è uniforme bensì suddiviso in numerosi frammenti, detti placche che sono in continuo movimento perché poggiano sulla parte sottostante del mantello, chiamato astenosfera, formato da materiali semifluidi.
Terra
Terzo pianeta del sistema solare, in ordine di distanza dal Sole; è l'unico pianeta conosciuto che ospiti forme di vita.
Poiché la superficie terrestre presenta curvature diverse, la forma della Terra non è identificabile con quella di un solido geometrico definito. Trascurando i rilievi e le irregolarità superficiali, essa può essere approssimativamente ricondotta a quella di un ellissoide di rotazione, cioè alla figura geometrica che si ottiene facendo ruotare un ellisse intorno al suo asse minore.
Calcoli recenti, basati sulle perturbazioni delle orbite di satelliti artificiali, hanno mostrato che la Terra presenta una forma leggermente piriforme: la differenza tra il raggio minimo equatoriale e il raggio polare (distanza tra il centro della Terra e il Polo Nord) è di circa 21 km, inoltre il Polo Nord "sporge" di circa 10 m, mentre il Polo Sud è depresso di 31 m.
Moto
La posizione della Terra nello spazio non è fissa ma è il risultato di una complessa serie di moti che avvengono con caratteristiche e con periodi differenti. Insieme alla Luna, il nostro pianeta orbita intorno al Sole, a una distanza media di 149.503.000 km e con una velocità media di 29,8 km/s, compiendo una rivoluzione completa in 365 giorni, 6 ore 9 minuti e 10 secondi (anno sidereo); la traiettoria è un'ellisse di piccola eccentricità, pertanto l'orbita è quasi circolare con una lunghezza approssimativamente uguale a 938.900.000 km.
Inoltre la Terra è interessata anche da un moto di rotazione intorno a un suo asse, che avviene da occidente a oriente, cioè in senso inverso rispetto all'apparente moto del Sole e della sfera celeste, e si svolge con un periodo di 23 ore, 56 minuti e 4,1 secondi (giorno sidereo).
La Terra segue il moto dell'intero sistema solare e si muove nello spazio a una velocità di circa 20,1 km/s nella direzione della costellazione di Ercole; inoltre partecipa al moto di recessione della galassia e insieme alla Via Lattea si sposta verso la costellazione del Leone.
Oltre a questi movimenti principali, ve ne sono altri secondari, tra i quali la precessione degli equinozi (vedi Eclittica) e le nutazioni. Queste ultime consistono in una variazione periodica dell'inclinazione dell'asse terrestre, dovuta all'attrazione gravitazionale del Sole e della Luna.
Composizione
La Terra può essere divisa in cinque parti: l'atmosfera, gassosa; l'idrosfera, liquida; la litosfera, il mantello e il nucleo, in gran parte solidi. L'atmosfera è il guscio gassoso che circonda il corpo solido del pianeta: benché abbia uno spessore di oltre 1100 km, circa la metà della sua massa è concentrata nei primi 5,6 km.
L'idrosfera è lo strato d'acqua che, sotto forma di oceani, copre approssimativamente il 70,8% della superficie del globo. La litosfera, che consiste principalmente della fredda e rocciosa crosta terrestre, si estende fino a una profondità di 100 km. Il mantello e il nucleo costituiscono l'interno del nostro pianeta, e in essi è concentrata la maggior parte della massa.
L'idrosfera comprende gli oceani ma anche i mari interni, i laghi, i fiumi e le acque sotterranee. Gli oceani hanno profondità media di di 3794 m, circa cinque volte l'altezza media dei continenti, e massa approssimativamente uguale a 1.350.000.000.000.000.000 (1,35 × 1018) tonnellate, cioè circa 1/4400 della massa totale della Terra.
Le rocce della litosfera hanno densità media 2,7 volte maggiore rispetto a quella dell'acqua e sono quasi interamente costituite da undici elementi, che complessivamente rappresentano circa il 99,5% della loro massa. Il più abbondante di essi è l'ossigeno (che rappresenta circa il 46,60% del totale), seguito da silicio (circa il 27,72%), alluminio (8,13%), ferro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potassio (2,59%), magnesio (2,09%), titanio, idrogeno e fosforo (complessivamente in quantità minori dell'1%). Inoltre sono presenti tracce di altri elementi quali carbonio, manganese, zolfo, bario, cloro, cromo, fluoro, zirconio, nichel, stronzio e vanadio. Queste sostanze si trovano nella litosfera sotto forma di composti chimici e difficilmente si rinvengono allo stato elementare.
La litosfera comprende due gusci, la crosta e il mantello superiore, che sono divisi in una struttura a placche tettoniche delimitate da margini costruttivi, dove si ha formazione di nuovo materiale litosferico, distruttivi, dove si manifestano processi di subduzione (dorsali oceaniche) o conservativi, caratterizzati da faglie trasformi lungo le quali si ha scorrimento tra stati di litosfera adiacenti; alcune zolle sono delimitate da una combinazione dei tre tipi di margini.
Esistono due tipi di crosta, che differiscono sia per la natura e la struttura delle rocce che li costituiscono, sia per l'età, sia per il livello medio della loro superficie. La crosta continentale comprende la piattaforma continentale e parte dell'adiacente scarpata continentale ed è composta da rocce magmatiche, metamorfiche e sedimentarie di composizione chimica media simile a quella del granito e di età estremamente variabile: le rocce più antiche, formatesi circa 4 miliardi di anni fa, sono affiancate a rocce molto giovani.
La crosta oceanica costituisce invece la base dei bacini oceanici e presenta una struttura a strati molto regolare: sotto uno strato di sedimenti di spessore relativamente ridotto si trova uno strato di rocce basaltiche (vedi Basalto), seguìto a maggiori profondità da uno strato di gabbro. L'età di queste rocce non è maggiore di 190 milioni di anni.
Il livello medio della superficie della crosta continentale supera di oltre 4000 metri quello della crosta oceanica, benché i rilievi e le depressioni oceaniche costituiscano solo una piccola percentuale delle terre emerse e dei fondi oceanici.
Secondo una classificazione dovuta al geologo tedesco A. Wegener e ora quasi completamente abbandonata, la crosta terrestre è costituita da una piattaforma superiore di sial (dalle iniziali di silicio e alluminio), costituita da rocce a composizione granitica, che "galleggia" su uno strato denso di sima (da silicio e magnesio), formato essenzialmente da basalti. Secondo questa teoria le rocce sialiche costituiscono i continenti mentre quelle simatiche affiorano sui fondi oceanici.
Il mantello superiore è separato dalla crosta soprastante da una discontinuità sismica, detta Moho, e dal mantello inferiore da una zona più plastica, nota come astenosfera. Il mantello superiore, scivolando lateralmente sulle rocce parzialmente fuse dell'astenosfera, spessa 100 km, permette la deriva dei continenti e l'espansione dei fondi oceanici.
Il mantello si estende dalla base della crosta fino a una profondità di circa 2900 km. Eccettuate alcune zone, come l'astenosfera, è solido e la sua densità aumenta con la profondità, variando tra 3,3 e 6. Il mantello superiore è composto da silicati di ferro e magnesio, ed è rappresentato significativamente dal minerale olivina; la parte inferiore consiste, probabilmente, di un miscuglio di ossidi di magnesio, silicio e ferro organizzati in strutture cristalline capaci di sopportare condizioni di temperatura e pressione elevate.
La transizione tra il mantello e il nucleo è segnata da una superficie di discontinuità sismica, nota come discontinuità di Gutenberg.
Gli studi sismologici mostrano che il nucleo ha un guscio esterno costituito da materia fluida, spesso circa 2225 km, con densità media 10. I risultati delle ricerche evidenziano che la sua superficie esterna ha depressioni e picchi che si formano probabilmente dove il materiale caldo sale verso l'alto.
Al contrario, il nucleo interno, che ha un raggio di circa 1275 km, è solido. Si pensa che entrambi gli strati del nucleo siano composti di ferro, con una piccola percentuale di nichel e di altri elementi. La temperatura nel nucleo interno è valutata in circa 6650 °C e la densità media è stimata intorno a 13.
Flusso interno del calore
L'intenso calore che proviene dal nucleo viene continuamente irradiato verso l'esterno, attraverso i vari gusci concentrici che formano la parte solida del pianeta. La fonte di questo calore è probabilmente nel decadimento degli isotopi radioattivi di elementi come l'uranio, presenti negli strati rocciosi del nostro pianeta. Le correnti convettive che si generano nel mantello sono responsabili della deriva dei continenti e forniscono sia rocce calde e fuse al sistema mondiale delle dorsali oceaniche (vedi Oceani e Oceanografia) sia lava, che fuoriesce dai vulcani sulla terraferma.
Età e origine della Terra
I metodi di datazione basati sullo studio dei radioisotopi hanno consentito agli scienziati di stimare l'età della Terra in 4,65 miliardi di anni (vedi Metodi di datazione). Benché le più vecchie rocce terrestri datate in questo modo non raggiungano i 4 miliardi di anni, alcune meteoriti, che sono simili geologicamente al nucleo del nostro pianeta, risalgono a circa 4,5 miliardi di anni fa e si ritiene che la loro cristallizzazione sia avvenuta approssimativamente 150 milioni di anni dopo la formazione della Terra e del sistema solare.
Il nostro pianeta, dopo essersi originato dalla condensazione delle polveri e dei gas cosmici per effetto della gravità, era probabilmente un corpo quasi omogeneo e relativamente freddo, ma la continua contrazione del materiale produsse un riscaldamento, al quale contribuì senza dubbio la radioattività di alcuni elementi chimici.
Nella fase successiva della formazione, l'aumento di temperatura determinò un processo di parziale fusione del pianeta, provocando la differenziazione in crosta, mantello e nucleo: i silicati, più leggeri, si portarono verso l'alto, formando il mantello e la crosta, mentre gli elementi pesanti, soprattutto ferro e nichel, sprofondarono verso il centro formando il nucleo del pianeta. Contemporaneamente, a causa delle eruzioni vulcaniche, gas leggeri venivano immessi di continuo dal mantello e dalla crosta. Alcuni di questi gas, principalmente anidride carbonica e azoto, vennero trattenuti dalla Terra, per effetto della gravità, formando l'atmosfera primordiale, mentre il vapore acqueo condensò dando origine ai primi oceani.
Uno dei più grandi ricercatori del XVIII secolo, Georges-Louis leclerc, più comunemente chiamato conte di Buffon, fu il primo a sostenere l'ipotesi che la Terra fosse stata abitata da organismi animali e vegetali diversi da quelli esistenti oggi; concetti che lo studioso descrisse nella sua opera Histoire Naturelle.
Queste sue ipotesi provocarono il disappunto della Scienza Ufficiale, che lo costrinse a ritrattare tutto quello che era in contrasto con quanto narrato dalla Bibbia. Lo studioso però ostinatamente continuò i suoi studi ed alcuni anni più tardi arrivò a pubblicare un libro in cui si parlava dell'età della Terra. In quest'opera si affermava che la crosta terrestre si era trasformata nel tempo e con essa era cambiato anche il clima; nel libro si ipotizzava inoltre una parentela dell'uomo con gli animali.
Dalle ipotesi di Buffon, in netto contrasto con la teoria della immutabilità, secondo la quale dall'origine della vita in poi nulla era cambiato, hanno preso vita le teorie dell'evoluzione, i cui più autorevoli sostenitori furono Lamarck e Darwin. Secondo le teorie evoluzionistiche il mondo e gli esseri viventi cambiano nel tempo attraverso un processo che è iniziato qualche miliardo di anni fa e che continua tutt'ora.
Un esempio evidente, a sostegno di queste teorie, è costituito dal cormorano delle Galapagos che ha rinunciato al volo, scegliendo, per catturare le prede, costituite da pesci, di immergersi; ebbene le ali di questo uccello si sono, a differenza di quelle dei cormorani delle altre parti del mondo, atrofizzate; tra qualche milione di anni vedremmo un nuovo animale e stenteremmo a riconoscerne il progenitore.
Fra le teorie formulate in merito all’origine della vita sul nostro pianeta, quella che trova più credito sostiene che i primi composti organici (tra cui gli amminoacidi, componenti delle proteine) si sono formati circa 4 miliardi di anni fa da sostanze inorganiche.
Le condizioni terrestri di allora erano ben diverse da quelle attuali: violenti sconvolgimenti geologici "modellavano" la Terra, l’atmosfera conteneva metano, ammoniaca, anidride carbonica e azoto. I fulmini fecero reagire questi gas e favorirono la formazione spontanea di proteine.
Essendo più pesanti dell’aria, le proteine precipitarono in mare; la loro concentrazione divenne così alta da formare quello che è definito un brodo primordiale. A stretto contatto l’una dell’altra le proteine dettero origine a molecole sempre più complesse, fino a che un loro gruppo riuscì a riprodursi.
Sarebbe così comparsa la prima forma di vita (alcuni scienziati sono dell’opinione che le forme di vita sono arrivate dallo spazio; in alcuni frammenti di meteorite sono state, infatti, rivenuti amminoacidi e batteri). I più antichi fossili (resti d’organismi animali e vegetali vissuti nelle epoche passate) sono stati trovati in Australia: alghe azzurre e batteri, la cui età risale circa 3.500 milioni d’anni fa.
Le alghe azzurre sono organismi capaci di produrre il proprio nutrimento dall’energia solare (organismi autotrofi). Questo processo chimico, noto con il nome di fotosintesi clorofilliana, da due miliardi d’anni fa, ha consentito la produzione d’ossigeno, fino allora assente nell’atmosfera primordiale.
Quasi tutti i batteri, al contrario, non riescono a produrre da soli il proprio nutrimento (organismi eterotrofi). Fin dagli inizi pertanto si svilupparono due diverse forme di vita: quella autotrofa che ha condotto alle piante e quella eterotrofa che invece sfocia negli animali.
Circa un miliardo di anni fa comparvero alcuni tipi di cellule che per riprodursi si accoppiarono: nacque la riproduzione sessuale. Per quasi tre miliardi gli organismi furono unicellulari: i primi esseri pluricellulari erano assai semplici e primitivi.
Soltanto 570 milioni d’anni fa da organismi pluricellulari invertebrati si sviluppano i pesci e da pesci capaci di camminare sulla terraferma e di respirare l’ossigeno atmosferico si originano gli anfibi; da quest’ultimi si procede verso i rettili; il passo successivo conduce agli uccelli ed a mammiferi. Il puzzle si completa con la comparsa e l’evoluzione dei Primati. A questi ultimi concetti, da cui traspare il pensiero evoluzionistico, di trasformazione cioè degli individui che ha condotto a forme via via sempre più complesse, per secoli ha fatto da contraltare il dominio dell’idea dell’immutabilità delle specie viventi a partire dalla loro Creazione.
La storia dell’uomo iniziò 65 milioni di anni fa con i piccoli mammiferi che vivevano sugli alberi e si nutrivano di insetti. La vita arboricola favorì lo sviluppo di caratteri come le dita prensili, la vista stereoscopica (per valutare la distanza fra un ramo e l’altro), la velocità dei riflessi e il cervello più sviluppato.
L’evoluzione di questi caratteri portò alla nascita di nuove specie viventi come le scimmie, che costituiscono l’ordine dei Primati. Circa 20 milioni di anni fa il clima cambiò, le foreste vennero sostituite dalle savane; molte furono le specie di scimmie che iniziarono a vivere in terra.
Da una di queste specie, il ramapiteco, probabilmente, derivò l'uomo. Nel nuovo ambiente l’evoluzione portò alcune specie di primati a camminare sulle gambe posteriori; questo consentì di avere gli arti anteriori liberi per catturare la preda. In Africa sono stati rinvenuti resti di specie di scimmie che camminavano in modo eretto; questa specie, detta Australopiteco, era alto metri 1,50, pesava 30 chilogrammi ed aveva un cervello di 400 cm3 .
Due milioni di anni fa fece la comparsa un primate capace di fabbricarsi strumenti di pietra; questo primate, è detto Homo habilis («uomo abile»). Un milione e mezzo di anni fa comparve una nuova specie, più grande dell’Homo habilis, che costruiva strumenti in pietra migliori e che conosceva l’uso del fuoco; questa nuova specie è detta Homo erectus («uomo che sta dritto»). Le sue dimensioni erano simili a quelle dell’uomo moderno, solo il cervello era di poco più piccolo, circa 1200 cm3 .
L’Homo sapiens, cioè l’uomo sapiente, comparve sul nostro pianeta circa 400.000 mila anni fa. Il primo tipo di Homo sapiens, l’uomo di Neanderthal (dal nome della località tedesca dove sono stati ritrovati molti suoi resti), era molto peloso, quindi adatto ai climi freddi; si estinse circa 30.000 anni fa, quando il clima divenne più caldo.
Il secondo tipo è l’Homo sapiens sapiens, o semplicemente Homo sapiens; i suoi resti fossili risalgono a 35.000 anni fa, è tutt’oggi vivente e costituisce il genere umano. Per concludere, l’evoluzione dell’uomo, può essere suddivisa in due parti: dal ramapiteco all’Homo habilis, abbiamo un’evoluzione soprattutto fisica; aumenta il peso, cambia la forma degli arti e il modo di camminare.
Dall’Homo habilis all’uomo moderno la forma fisica cambia pochissimo, l’evoluzione riguarda soprattutto l’espansione del cervello, è quindi di tipo mentale. Il primo a sostenere da parte dell'uomo, ma anche degli altri mammiferi, la discendenza da un antenato comune, fu C. Darwin; per queste sue teorie, lo scienziato subì aspre critiche dalla maggioranza dei naturalisti del suo tempo.