isultare compressibile fino a densità molto superiori a quelle dei liquidi e dei solidi ordinari e conservare quindi ancora le proprietà di gas. Inoltre, sempre a causa di questa sua ionizzazione molto spinta, la materia stellare presenta la singolare proprietà di avere una densità press'a poco indipendente dalla sua composizione. Infatti la massa atomica media di un gas ionizzato è ca. 2, qualunque sia la natura degli atomi che la compongono. Per es., il ferro ha un atomo la cui massa atomica è 56 essendo formato da un nucleo e da 26 elettroni. Quando si ionizza completamente, dà luogo a 27 particelle, la cui massa atomica media è appunto $36 / 37=2,1$. Solo l'idrogeno e l'olio danno per ionizzazione valori piuttosto deboli, ma il loro effetto è compensato, nell'insieme, dalla mancata ionizzazione completa di gli elementi pesanti. D'altra parte, nell'equilibrio interno delle stelle interviene la pressione di radiazione, la quale cresce con la quarta potenza della temperatura. Tale pressione quindi contribuisce in notevole misura a sopportare il peso degli strati gassosi esterni della stella.
In definitiva, si è riusciti a determinare e calcolare la temperatura, la pressione e la densità che si debbono trovare nelle regioni centrali delle stelle. Nel caso del Sole, ad es., si ha una temperatura centrale dell'ordine di 20 milioni di gradi, una densità di 80 volte quella dell'acqua (la densità media del Sole è solo 1,41 ) ed una pressione di 100 miliardi di $\mathrm{kg} / \mathrm{cm}^{2}$. Tali temperature centrali sono sensibilmente dello stesso ordine per tutte le stelle della sequenza principale (da 15 a 30 milioni di gradi), mentre sono nettamente più deboli ( $1-5$ milioni di gradi) per le giganti e supergiganti rosse.
4. Stelle doppie e variabili. - Molte stelle (si pensa addirittura una su tre o quattro), esaminate col canocchiale, o con metodi spettroscopici o fotometrici, risultano composte di due stelle vicine, es. Castore, Antares, Rigel. Qualche volta la vicinanza è solo apparente, dipendendo dal fatto che le due stelle si trovano casualmente allineate con la Terra ("doppie ottiche"); ma nella maggioranza dei cosi, le due stelle formano un reale sistema fisico, essendo collegate fra loro dalla forza di attrazione newtoniana, come lo sono la Terra e la Luna o il Sole e i pianeti. Esse formano allora una stella doppia o un sistema binario; analogamente si hanno sistemi ternari, quaternari, ecc. Le stelle doppie che possono essere viste e studiate direttamente, sia con un cannocchiale visuale sia sulla lastra fotografica, si dicono stelle doppie visuali. Molte stelle doppie però sono cosi strettamente avvicinate fra loro che nessun telescopio può separarle, mentre la loro duplicità è rivelata soltanto dallo spettroscopio, che mostra la sovrapposizione di due spettri distinti, e sono dette appunto doppie spettroscopiche. Infine, una terza categoria di stelle doppie è costituita dalle binarie o doppie fotometriche o meglio ancora doppie a eclisse, poiché l'orbita della doppia si presenta a noi di profilo o quasi, in modo che una delle componenti nasconde periodicamente l'altra durante la rivoluzione che la stella satellite compie intorno alla principale. Di queste ultime la più nota è Algol ( $\beta$ Persei), le cui variazioni di luce (quindi le binarie a eclisse sono anche false "variabili") sono state scoperte nel 1783, ma il cui nome, che in arabo significa «il demonio», indicherebbe che esse erano conosciute da moltissimo tempo prima.
Storicamente, la prima doppia (visuale) conosciuta è Mizar ( $\eta$ Ursae Maioris), la cui duplicità è stata scoperta dal p. Riccioli verso la metà del sec. xvit. Anche Sirin, la stella più brillante di tutto il cielo, è una stella doppia, di cui il satellite è una nana bianca.
Stelle variabili o semplicemente variabili si chismano quelle stelle, il cui splendore è soggetto a continue variazioni. La prima variabile conosciuta fu la Mira Ceti (o Ceti) scoperta nel 1596 da Fabritius. Attualmente si conoscono molte migliaia di variabili e il loro numero cresce continuamente. Oltre alle variabili ad eclisse, che sono in effetti stelle doppie, le variabili «fisiche», in cui la variazione di splendore è intrinseca e reale dell'astro stesso,
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accompagnandosi a corrispondenti variazioni della temperatura e della classe spettrale, si possono suddividere in due gruppi fondamentali: variabili regolari o periodiche e variabili irregolari. Le più importanti sono le prime, in cui le variazioni di luce si producono regolarmente secondo periodi determinati. Secondo la durata di questo periodo si suddividono ancora in tre grandi classi: a periodo breve (ca. di mezza giornata), meno breve (ca. di una settimana) e lungo (ca. di 280 giorni). Quelle a periodo breve sono chiamate anche variabili d'ammasso e perché sono particolarmente numerose negli ammassi globulari di stelle, benché se ne trovino anche in altre regioni del cielo. Nessuna di esse è visibile ad occhio nudo. Le più importanti sono però quelle della seconda classe, denominate anche cefeidi (dal nome della stella tipica del gruppo, 8 C.phei, la cui grandezza stellare varia regolarmente di 0.7 unità in 5,37 giorni), le cui variazioni di splendore sono dovute a vere e proprie pulsazioni stellari, cioè a periodiche espansioni e contrazioni dell'atmosfera della stella (o almeno dei suoi strati più esterni), di cui è tuttavia ancora sconosciuta la causa. Queste pulsazioni sono accompagnate da regolari variazioni della temperatuta della stella, che producono le osservate variazioni di splendore. Contemporaneamente, si verificano corrispondenti variazioni dello spettro e spostamenti regolari delle righe spettrali. Le cefeidi sono particolarmente importanti perché esiste una legge di proporzionalità tra le variazioni della loro luminosità apparente e il periodo (legge di miss H. Leavitt, scoperta nel 1910). E siccome questa legge si traduce poi in una rela ione tra la grandezza assoluta e il periodo, essa permette di determinare, dal solo esame delle variazioni fotometriche delle cefeidi, la loro distanza. Siccome poi siffatte stelle si trovano e si possono osservare anche in oggetti celesti lontani, come gli ammassi globulari e le nebulose extragalattiche (galassie esterne), dallo studio delle cefeidi si ricavano notevoli informazioni sulle distanze di tali oggetti celesti. Appunto da una più accurata determinazione del "punto-zero" della scala delle distanze cosmiche, basata sull'osservazione delle cefeidi nella nebulosa di Andromeda, si è mostrata (Baade, 1952 1953) la necessità della "nuova scala", che raddoppie* rebbe tutte le distanze e dimensioni degli oggetti extragalattici.
Tra le variabili regolari a lungo periodo, che sono generalmente stelle giganti rosse, della classe spettrale M. c'è la Mira Ceti, la prima variabile scoperta, che ha un periodo di variazione della luce di ca. 330 giorni con variazioni dell'intensità luminosa nel rapporto da 1 a 250 . Anche queste variabili sono forse stelle pulsanti, benché la teoria delle pulsazioni non riesca ancora a spiegare tutte le loro caratteristiche. Da notare il fatto notevolissimo che quasi tutte le stelle variabili (fisiche) sono stelle giganti.
5. Stelle nuove e supernuove. - Novae (prima anche dette "stelle temporarie") sono denominate particolari stelle che improvvisamente subiscono un eccezionale aumento di splendore, che le porta talvolta a diventare visibili anche ad occhio nudo (donde il nome di "stelle nuove" loro assegnato dagli antichi astronomi). Dopo questa rapida esplosione, la nuova ritorna lentamente alle condizioni iniziali di stella telescopica. Le variazioni di grandezza stellare subite dall'astro nella fase dell'esplosione raggiungono talvolta le 13 grandezze, il che corrisponderebbe ad un aumento intrinseco di luminosità d.ll'ordine di 50 -100 mila volte quello primitivo. Non si conosce ancora con precisione la causa del fenomeno, ma sembrerebbe naturale pensare ad una instabilità della stella che produce in essa una sorte di esplosione con eiezione ed allontanamento degli strati più esterni della sua atmosfera. Questo sembrerebbe provato dalle variazioni spettrali che accompagnano sempre le variazioni di luce della nova. Inoltre in alcune di esse il fenomeno della esplosione si ripete periodicamente (novae ricorrenti).
D'altra parte, il fenomeno delle novae sembra molto più frequente di quanto lo farebbe pensare l'apparizione delle novae più spettacolari. Oltre un centinaio di stelle
nuove sono state registrate (generalmente mediante la fotografia) in questi ultimi cinquant'anni; ma certamente moltissime altre restano ignorate. Sicché, in definitiva, si pensa che ogni anno esplodano almeno 20-30 novae nella nostra Galassia. Da notare inoltre che pressoché la totalità delle novae osservate sembrano prediligere le regioni del piano galattico. Data l'elevata frequenza del fenomeno, qualche astronomo è stato portato alla conclusione che quasi tutte le stelle del nostro sistema galattico siano dovute passare per lo stadio di nova nel corso dell'ultimo miliardo di anni, oppure, se il fenomeno non può colpire tutte le stelle, quelle osservate debbono averlo sofferto a più riprese, e quindi la maggioranza delle novae sarebbero ricorrenti.
Molte volte il fenomeno dell'esplosione diventa più vistoso ed eccezionale, la stella raggiungendo in breve tempo una luminosità anche cento milioni di volte maggiore del Sole, e cioè luminosa come un'intera galassia. Tanto che molte volte il fenomeno riesce osservabile anche nelle altre galassie. Si parla allora di supernuove, ed anzi la tendenza degli astronomi moderni è di classificare le supernuove in modo decisamente diverso da quello delle novae ordinarie, considerandole come una classe completamente separata e distinta, mostrante caratteristiche spettrali e di luminosità nettamente differenti. Certamente una supernuova dovette essere la famosa stella di Tycho Brahe, comparsa improvvisamente nel 1572 nella costellazione di Cassiopea e diventata visibile anche in pieno giorno. Altra supernuova dovette essere anche la stella comparsa nell'ott. 1604 (questa volta osservata da Galileo), e infine anche la famosa stella osservata dai Cinesi nel 1054, e che ha dato luogo all'attuale nebulosa gassosa del Canaro. Questa nebulosa per lungo tempo ha destato l'attenzione e la curiosità degli astronomi, poiché appariva di natura nettamente différente da quella di ogni altra nebulosa conosciuta, tanto più che essa si mostrava in rapida espansione, sviluppandosi con una velocità di oltre 1000 km/sec. In definitiva, tre supernovae sono certamente apparue nella nostra Galassia nel corso dell'ultimo millennio; e tale percentuale corrisponde all'incirca a quella stabilita per la frequenza media delle loro apparizioni nelle galassie esterne: due supernuove per ogni cento anni. Finora sono state registrate parecchie diecine di tali misteriosi e singolari astri (oltre alle tre supernuove galattiche) che rappresentano, secondo H. N. Russell, "il più terrificante fenomeno che conosce lo spirito umano". L'energia liberata da queste stelle è infatti dell'ordine di $10^{48}-10^{49} \mathrm{erg}$ e cioè dell'ordine di grandezza dell'energia totale contenuta in una stella ordinaria.
6. L'origine dell'energia stellare. - Il Sole e le stelle diffondono continuamente nello spazio un flusso enorme di energia, la cui origine e le cui sorgenti sono rimaste per lungo tempo del tutto sconosciute. Una prima ipotesi fu che essa provenisse da reazioni chimiche, come la combustione : però, se il Sole fosse formato unicamente di carbone e bruciasse in un'atmosfera di ossigeno, esso si sarebbe consumato in qualche migliaio di anni. Ben presto è stata abbandonata anche l'ipotesi meteoritica, secondo cui l'energia del Sole sarebbe stata fornita dalla caduta di meteoriti sul Sole stesso. Analoga sorte ha subito, infine, l'ipotesi della contrazione gravitazionale, secondo cui il calore solare sarebbe prodotto dalla compressione delle masse gassose derivata a su volta dalla contrazione del Sole per effetto dell'attrazione gravitazionale: si è facilmente calcolato che una siffatta contrazione basterebbe a fornire l'energia irraggiata dal Sole solo per una ventina di milioni di anni. Questo non sarebbe assolutamente un periodo sufficiente perché l'età della Terra è di 3350 milioni di anni (Holmes, 1948) e i geologi ritengono che almeno un miliardo di anni debbono essere stati necessari per l'evoluzione della vita sul nostro pianeta.
Il problema dell'origine dell'energia stellare si è potuto risolvere solo intorno al 1940, allorché si è riconosciuto che essa proviene dalle reazioni nucleari che avvengono nel loro interno. Oramai nei nostri laboratori si sanno produrre siffatte reazioni bombardando gli
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atomi e i nuclei degli atomi con dispositivi e proiettili appropriati. Nell'interno delle stelle, l'energia di cui le particelle debbono essere dotate per poter entrare nell'interno dei nuclei viene fornita dall'elevatissima temperatura in cui si trovano le regioni centrali degli astri. Onde in questi avvengono spontaneamente reazioni termonucleari capaci di liberare energie migliaia di volte più grandi delle reazioni chimiche. In effetti tali reazioni nucleari si accompagnano con variazioni di massa relativamente importanti, e poiché, secondo la formula di Einstein: $E=\varepsilon^{2} M$, vi è equivalenza della massa con l'energia, il coefficiente di proporzionalità essendo dato dal quadrato della velocità della luce. Quindi il valore dell'energia che si ricava dalla trasformazione della materia è assolutamente enorme; un grammo corrisponde ad oltre 25 milioni di kw.
Tra tutte le reazioni nucleari note ai fisici, si pensa però che nell'interno del Sole e delle stelle possano innescarsi solo un piccolo numero, e particolarmente le reazioni di combinazione dei protoni o nuclei d'idrogeno con i nuclei degli elementi leggeri. Nella maggioranza delle stelle, cioè in quelle appartenenti alla sequenza principale del diagramma di Russell (come il Sole), tali reazioni termonucleari, in numero di 6 , formano quello che si chiama ciclo del carbonio-azoto, o ciclo di BetheWeiszäcker (dal nome dei due fisici che l'hanno identificato). In esso, quattro nuclei di idrogeno, combinandosi successivamente con nuclei di carbonio e di azoto, si trovano finalmente convertiti in un nucleo di elio. Ora, il peso atomico dell'idrogeno è 1,00813 , mentre il peso atomico dell'elio è $4,00386$; deduzione fatta degli elettroni esterni, le corrispondenti masse nucleari sono $1,00758 \mathrm{e} 4,00276$, onde nella reazione una frazione della massa, pari a $4.1,00758-4,00276=0,02866$, ossia 17141 della massa iniziale, non si ritrova più nel nucleo di elio formatosi dalla unione dei 4 nuclei di idrogeno. Tale "difetto di massa " deve dunque compurire, secondo il principio di equivalenza di Einstein, sotto forma di energia liberata dalla reazione. In quanto poi ai nuclei di carbonio e di azoto, essi si ritrovano rigenerati alla fine della reazione stessa, comportandosi come i catalizzatori delle ordinarie reazioni chimiche. In definitiva le reazioni termonucleari che si producono nell'interno degli astri conducono ad una lenta trasmutazione dell'idrogeno in elio. Sono queste reazioni che mantengono l'irraggiamento degli astri e che, in particolare, producono il calore e la luce necessari alla vita. In realtà, le reazioni nucleari non dànno direttamente la luce, ma soltanto raggi gamma. Questi sono poi assorbiti dalla materia stellare e riemessi sotto forma di radiazioni a maggior lunghezza d'onda. Prima di arrivare quindi alla sup inficie degli astri, le radiazioni sono assorbite e riemesse un gran numero di volte. All'ultimo, la radiazione emessa è sensibilmente in equilibrio con la temperatura superficiale.
7. L'evoluzione stellare. - Conoscendo le reazioni nucleari che avvengono nell'interno delle stelle, se ne possono esaminare gli effetti e in certo modo prevedere come esse possano innescarsi successivamente, provocando negli astri i processi evolutivi che ne caratterizzano la "vita". Anzi, le nuove conoscenze della fisica hanno profondamente modificato le idee tradizionali sull'evoluzione delle stelle. Nel caso del Sole, e quindi anche per la maggioranza delle stelle normali (quelle distribuite lungo la sequenza principale del diagramma di Russell), si credeva prima che esso andasse lentamente e progressivamente raffreddandosi, poiché la contrazione, che si riteneva unica sorgente di energia, doveva progressivamente rallentarsi. E ora accertato invece che la contrazione gravitarionale ha importanza solo nella prima fase della vita degli astri (fase della contrazione) permettendo l'innesco delle prime reazioni termonucleari con l'elevare la temperatura al centro degli astri stessi. Una volta però iniziatasi la fase sub-atomica o nucleare le reazioni termonucleari (in particolare quella del ciclo del carbonio-azoto) bastano a produrre tutta l'energia irradiata, trasformando l'idrogeno in elio. Ora, le riserve di idrogeno contenute nelle stelle normali è così grande da
permettere, ad es., la vita del Sole per almeno altri 10 mi liardi di anni. Inoltre, invece di un lento declino, si prevede che la lenta trasmutazione dell'idrogeno in elio debba avere per effeito - aumentando progressivamente l'opacità della materia stellare - di aumentare progressivamente la temperatura centrale e quindi l'irraggiamento. Pertanto, il Sole è avviato piuttosto verso una fase di riscaldamento, avanti di iniziare definitivamente il declino finale. Fra qualche miliardo di anni, il Sole sarà, probabilmente, cento volte più luminoso. La sua luminosità intrinseca sarà paragonabile con quella di Sirio. L'aumento della temperatura del Sole importerà un aumento della temperatura della Terra, che si pensa dovrà raggiungere almeno i $300^{\circ}$, facendo scomparire su di essa ogni traccia di vita. La quale, quindi, è destinata a scomparire dalla Terra non per il freddo, come prima si credeva, bensì per il caldo (si noti: il "fuoco" delle Scritture).
8. Le radiosorgenii e i radiorumori cosmici. - L'impiego di opportuni apparecchi radioriceventi, detti appunto radiotelescopi, ha rivelato l'emissione, da parte dei corpi celesti (in particolare del Sole) e da parte della materia cosmica diffusa, di radiazioni elettromagnetiche di frequenza radioelettrica che riescono ad arrivare fino alla nostra Terra, dopo aver superato la barriera costituita dalla ionosfera terrestre. Inoltre si è rivelata anche l'esistenza di sorgenti radioemittenti di dimensioni limitate e non corrispondenti ad alcun corpo celeste noto. La prima scoperta è di Hey, Parsons e Philips (1946), confermata successivamente dalle osservazioni degli australiani Bolton e Stanley ( 1948 ) e di Ryle e Smith (1948). In questi primi esperimenti si trovò che il diametro angolare delle due sorgenti più intense osservate non doveva superare i 6 primi d'arco. Le osservazioni successive, ottenute con speciali radiotelescopi interferometrici, mentre hanno da una parte aumentato il numero di questi singolari corpi oscuri che emettono solo in radiofrequenza, hanno portato progressivamente a limitare sempre di più il diametro effettivo delle sorgenti, alle quali si era dato inizialmente il nome di radiostelle. Ma poiché, i radiotelescopi attuali non permettono di affermare o meno che si tratti di corpi oscuri senza diametro apparente, si preferisce piuttosto la denominazione meno impegnativa di radiosorgenti cosmiche, tanto più che per alcune di esse si è potuto accertare la coincidenza con particolari oggetti celesti (come la famosa "nebulosa del Cancro") o di piccole nebulose gassose. E da rilevare inoltre che l'irraggiamento hertziano che da queste radiosorgenti arriva fino alla Terra è generalmente assai più intenso (in media 100 milioni di volte maggiore) di quello che ci perviene dal Sole (il cosiddetto "radio-Sole"), in cui - data la sua vicinanza - tale irraggiamento è particolarmente intenso. Inoltre è ancora in discussione se le radiosorgenti sono corpi galattici o extragalattici (qualche volta effettivamente si è riusciti ad accertare che alcune delle più deboli radiosorgenti coincidono in posizione con alcune nebulose extragalattiche); molti però propendono che esse siano in prevalenza "nuovi corpi" distribuiti entro la nostra Galassia, in cui le radioemissioni siano più intense di quelle del Sole, mentre molto più piccola ne è l'emissione visuale. Si presume anche che tali corpi siano largamente distribuiti sia nella nostra Galassia e sia nelle galassie esterne.
I radiorumori galattici sono dovuti invece ad emissioni a radiofrequenza da parte della materia interstellare, e in particolare dalle vaste nubi idrogeniche di cui si è accertata la grande diffusione in tutto lo spazio. La conferma definitiva di questa grande diffusione si è avuta nel 1912 con la scoperta della radiazione a 21 cm di lunghezza d'onda fatta da H. Ewen e E. M. Purcell (e poi successivamente anche da altri). Per comprendere bene come questo sia stato possibile è necessario ricordare che l'elettrone esterno dell'atomo di idrogeno può muoversi soltanto sopra un determinato numero di orbite intorno al nucleo centrale, e che inoltre esso può saltare da un'orbita all'altra. A ognuno di questi salti corrisponde un assorbimento o una emissione di radiazione (ultravioletta, visibile, infrarossa o anche hertziana). Alcune di queste radiazioni sono piuttosto complesse,
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mostrandosi costituite da due o tre (o anche un maggior numero) radiazioni estremamente vicine tra loro. La complessità di queste radiazioni deve essere giustificata dal fatto che, invece di singole orbite quantiche, debba trattarsi in realtà di gruppi di orbite di dimensioni assai prossime tra loro. Anzi i fisici teorici hanno mostrato che anche l'orbita «normale», cioè quella più vicina al nucleo, deve essere doppia, e la "transizione" dell'elettrone tra queste due orbite deve appunto essere rivelata da una radiazione di 21 cm di lunghezza d'onda (Van Hulst). Tale transizione però è una delle cosiddette transizioni "proibite", poiché nelle condizioni usuali di laboratorio esse sono generalmente ostacolıte da qualche altro avvenimento, come ad es. l'urto con un altro atomo. Ma nello spazio interstellare, in cui la densità della materia è estremamente bassa, simili avvenimenti perturbatori sono eccezionalmente rari; onde l'elettrone finisce per effettuare il salto interdetto.
9. L'età dell'U. - Questa espressione è inesatta, poiché gli astronomi preferiscono piuttosto parlare di scala del tempo cosmico, espressione più appropriata che implica un tentativo di stabilire dei punti di riferimento nel passato, piuttosto che fissare un principio assoluto del tempo cosmico. D'altra parte, le possibilità di successo nella risoluzione del problema della scala del tempo sono intimamente collegate con le idee che ci andiamo facendo, con sempre maggior precisione, sull'origine stessa del mondo cosmico.
L'inizio deve farsi risalire ad un atto creativo abbastanza semplice; probabilmente quello delle particelle elementari (protoni, elettroni, forse neutroni) e dei "campi» che tra esse interagiscono, cioè d.ole leggi che queste particelle governano. La materia primigenia dell'U. dovrebbe essere stata costituita pertanto da una gigantesca nebulosa di idrogeno, fredda ed estremamente rarefatta (la materia inanis et vacua della Genesi mosaica: et tenebrae erant super faciem abyssi), nella quale poi si sono venute formando le condensazioni parziali che hanno dato origine alle galassie, e quindi, per successive evoluzioni, alle stelle di cui oggi si vede popolato l'U.
Ora, l'idrogeno costituisce ancor oggi l'elemento più diffuso dell'U., non solo nella materia già condensata in stelle (in alcune delle quali esso rappresenta fino al 70 per cento), ma - come si è visto - anche nella materia amorfa interstellare, dove arriva a concentrazioni dell'80 per cento. Tale idrogeno primitivo va lentamente trasformandosi in elio e negli altri elementi, onde la ricchezza di idrogeno che ancora osserviamo è buona testimonianza p:r la "giovane età" dell'U. Tale veduta è suffragata inoltre dalle considerazioni di H. Shapley e di altri astronomi ugualmente autorevoli, secondo le quali lo sviluppo dei sistemi stellari, e cioè delle galassie, deve intendersi capovolto rispetto allo schema prima accettato dagli astronomi. Le galassie cioè nascono come nebulose spirali, e poi, perdendo progressivamente le braccia che si avvolgono intorno al nucleo centrale, si trasformano lentamente in galassie ellittiche e sferiche (questo fatto è stato anche dimostrato teoricamente da G. Armellini). Anche la nostra Galassia è essa stessa una nebulosa spirale, di cui si sta tentando di delineare le braccia (un importante contributo è stato portato nel 1952 dallo studio delle emissioni radioelettriche di 21 cm di lunghezza d'onda dell'idrogeno interstellare), in una delle quali il Sole ha dimora, in posizione eccentrica e lontana dal nucleo centrale. Orbene, le osservazioni hanno messo chiaramente in evidenza l'enorme preponderanza numerica delle galassie spirali, che rappresentano oltre l'8o per cento di tutte le galassie. Tale ricchezza dovrebbe quindi indicare uno stadio relativamente recente dell'evoluzione di questi sistemi stellari, e quindi la «giovane età» di tutto l'U.
Ma è possibile ancora precisare quantitativamente questi concetti. Mei primi decenni di questo secolo - allorché il problema dell'età dell'U. si è cominciato a porre in modo concreto - gli astronomi sembravano d'accordo che il nostro sistema galattico, e anche tutte le altre galassie, dovevano essere esistite, più o meno nella forma attuale, da tempo abbastanza lungo, almeno da qualche
trilione ( $10^{12}$ ) di anni. Le ragioni a sostegno di tali vedute erano fornite - oltre che da una supposta apparente equipartizione dell'energia cinetica tra le stelle principalmente dalla non corretta applicazione della relazione einsteiniana $E=\mathrm{c}^{2} \mathrm{M}$, che lega quantitativamente la materia e l'energia. Tale relazione portava, ad es., che il Sole, che ha una massa di $10^{23}$ grammi, avrebbe potuto conservare la luminosità attualmente osservata ( $10^{32} \mathrm{erg} / \mathrm{sec}$ ) per un tempo di almeno $10^{21}$ secondi e cioè per un periodo di quadrilioni ( $10^{12}$ ) di anni. Gli sviluppi successivi della fisica nucleare hanno mostrato invece che la liberazione dell'energia non interessa tutta la massa della stella; onde si pervenne a risultati dell'ordine di miliardi di anni ( $10^{2}-10^{14}$ ).
D'altra parte, la dinamica stellare insegna che la massa di un astro non può superare un certo limite, altrimenti la pressione di radiazione diviene così forte da produrre la rottura dell'equilibrio. In particolare il calcolo mostra, e le osservazioni confermano, che una massa poco più superiore di cento volte la massa del Sole deve considerarsi pericolosa e già prossima alla rottura. Se ne ricava allora che l'età del Sole non poteva risalire a più di 8 trilioni di anni ( $8.10^{15}$ ). Prendendo una media tra i valori ottenuti, J. Jeans riteneva che l'età delle stelle era dell'ordine di 5 trilioni di anni ( $5.10^{15}$ ). Questo valore, inoltre, sembrava convalidato dalle conoscenze dell'epoca sulla distribuzione delle velocità stellari e sull'evoluzione degli ammassi galattici. Onde, alla fine del 1929, Jeans riassumeva le idee correnti degli astronomi nella veduta che la storia dell'U. potesse essere descritta all'indietro per almeno un migliaio di volte il valore accertato per l'età del sistema solare e della Terra, età che, principalmente in base ai risultati degli elementi radioattivi delle rocce terrestri e dei meteoriti, si ritiene con fondatezza essere dell'ordine di tre o quattro miliardi di anni ( 3350 milioni anni: Holmes, 1948).
Intorno al 1930 divenne evidente che era necessario un completo riesame del problema della scala del tempo cosmico. L'impulso iniziale fu dato dallo sviluppo dell'ipotesi dell'espansione dell'U. formulata da Lemaître e De Sitter proprio in quegli anni. In effetti, ammessa la natura riemanniuna dello spazio, determinatone in base alla teoria di relatività il raggio di curvatura e "accertato", secondo Lemaître, che questo raggio di curvatura non è una grandezza fissa e immutabile, ma va espandendosi con rapidità crescente, appariva naturale porre il principio dell'U. all'epoca in cui la distanza delle galassie era minima. Ora, la teoria dell'espansione dell'U. indica che la "catastrofe" dovrebbe essere avvenuta due o tre miliardi di anni fa; e quindi si era indotti a porre l'origine delle stelle e dei sistemi stellari all'epoca di questa catastrofe. Si mostrava cioè la tendenza al passaggio dalla scala del tempo "lunga" (dell'ordine di trilioni di anni, $10^{12}-10^{13}$ ) ad una scala "breve" (dell'ordine di miliardi di anni, $10^{9}$ ).
Attualmente, la teoria dell'espansione ha perduto presso gli astronomi molto del primitivo favore, a causa, tra l'altro, dei numerosi dubbi sorti sull'interpretazione del fenomeno dello spostamento verso il rosso (red shift) delle righe spettrali delle nebulose extragalattiche (il massimo sostegno sperimentale dell'espansione), il quale, interpretato come effetto Doppler, indicherebbe una velocità di allontamento delle galassie di diecine di migliaia di km al secondo. Le velocità, inoltre, sembrerebbero (almeno fino alla profondità di esplorazione dell'U. raggiunta) proporzionali alle distanze delle galassie stesse. Lo stesso E. Hubble (scopritore, insieme con Slipher e Humason, del fenomeno) non ha mai ammesso una simile interpretazione per quello che da lui ha preso nome di "effetto Hubble"; ed ha addirittura pensato che esso abbia origine da un qualche nuovo, e ancora sconosciuto, principio fisico. Il pensiero degli astronomi contemporanei può essere compendiato nella frase recente di H . Shapley: "Che l'ipotesi dell'espansione sia corretta e si riferisca a tutto lo spazio che abbiamo fin qui esplorato, è probabile, ma non è stato possibile dimostrarlo in modo conclusivo" (Scientific Monthly, 67 [1948], p. 243).
Sono, invece, venute aumentando le prove a favore
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dell'accorciamento della scala del tempo cosmico, particolarmente in base alle nuove cognizioni sulla dinamica dei sistemi stellari, e principalmente la rotazione galattica e la statistica dei sistemi binari. Considerazioni teoriche e prove sperimentali hanno mostrato che tutte le nebulose spirali, e cioè le galassie esterne, sono dotate di un moto di rotazione intorno ad un asse perpendicolare al piano delle loro braccia nebulari. Tale rotazione è stata accertata (Oort-Lindblad) anche per la nostra Galassia; essa non avviene però come un corpo rigido, cioè con velocità angolare identica per tutte le stelle, ma in modo "differenziale", per cui le stelle più vicine al centro galattico compiono la loro rotazione in un tempo più breve di quello impiegato dalle stelle più distanti. Il nostro Sole, col suo corteo di pianeti, e le stelle ad esso prossime, impiegano ca. 250 milioni di anni, periodo a cui si dà il nome di anno cosmico.
Tale rotazione differenziale della Galassia produce un processo di disgregazione e dissoluzione negli ammassi stellari galattici, i quali pertanto debbono essere oggetti celesti a vita media piuttosto corta, dell'ordine di una dozzina di anni cosmici. Gli ammassi galattici aperti sono soggetti a disgregazione per effetto delle forze mareali galattiche, mentre quelli più densi (come le Pleiadi) tendono a disfarsi principalmente per cause interne (graduale impoverimento dell'ammasso per espulsione dei suoi membri per effetto delle loro interazioni). In definitiva, dieci o quindici anni cosmici appaiono essere un intervallo significativo nello sviluppo di questi ammassi. Quindi, la presenza di alcune centinaia di essi nel nostro sistema galattico dovrebbero essere una testimonianza molto convincente in favore della scala "breve" del tempo cosmico per lo sviluppo galattico.
La seconda importante suffragazione è fornita dalle stelle doppie, le quali sono numerosissime in cieln. Chandraseckar ha dato una formula fondamentale per il problema della stabilità dei sistemi binari "larghi", formula che lega il semiasse maggiore dell'orbita descrittadalla stella satellite con il probabile "tempo di dissoluzione" del sistema binario. Secondo tale formula, un sistema binario con semiasse maggiore pari a un migliaio di unità astronomiche si dissolverà, per effetto delle forze mareali provocate dagli "incontri" stellari ("l'incontro" non implica necessariamente contatto o urto, ma solo stretto avvicinamento con considereroli effetti dinamici), nel corso di too miliardi di anni; mentre un sistema binario con semiasse 10 volte maggiore, cioè di 10.000 unità astronomiche (sistema binario "largo") si dissolverà in soli due miliardi di anni (l'unità astronomica è la distanza media Terra-Sole). D'altra parte è possibile determinare la funzione di frequenza teorica e osservata delle stelle doppie, dalla quale risulterebbe che la dissoluzione dei sistemi binari è appena incominciata; mentre nell'assunzione della scala del tempo cosmico "lunga", cioè di trilioni di anni, non si dovrebbe trovare una così grande percentuale di stelle doppie "larghe", come mostrano le attuali statistiche.
In conclusione, i risultati a cui gli astronomi sono pervenuti possono essere cosi compendiati: l'U. cosmico è molto giovane e - prescindendo anche dai risultati dell'espansione dell'U., ancora sub indice - la sua storia antica non dovrebbe oltrepassare pochi miliardi di anni, al massimo 10 miliardi ( $10.10^{2}$ ). Di età forse lievemente minore sarebbero le stelle normali, come il nostro Sole (molto più giovani invece le supergiganti rosse, alcune delle quali dovrebbero stare "nascendo" ancora adesse), e press'a poco coevo tutto il sistema planetario, di cui la Terra fa parte. Per quest'ultima si può precisare anche una "scala del tempo geologico", che è di due miliardi di anni, a cui dovrebbe risalire la solidificazione della crosta terrestre. Sempre per la nostra Terra, c'è poi una "scala del tempo biologico ", dell'ordine del miliardo di anni, a cui risale la comparsa della vita, e infine una "scala del tempo antropologico" di un milione di anni, a cui risale la comparsa dell'uomo.
10. L'astronomia moderna e la Genesi mosaica. Gli enormi progressi che, al seguito della fisica, l'astronomia va compiendo dal 1939 in poi, oltre a rendere sem-
pre più chiara e precisa la visione dell'U. cosmico, ne rende possibile anche i tentativi di delineare in modo sempre più concreto i processi della sua evoluzione e addirittura anche i problemi della sua origine. Per la quale si comincia anche a "vedere" in modo scientifico la necessità di una creazione iniziale, a cui sia possibile "agganciare» la catena dei processi che hanno condotto dall'U. uniforme e disorganizzato del "principio" all'U. differenziato e organizzato che abbiamo presentemente sotto gli occhi. Questo primo atto creativo deve aver riguardato la creazione della materia, e con essa dello spazio e del tempo, cioè della piattaforma ambientale, che costituisce il "contenente" dell'U.
Anzi, uno dei più grandi successi dell'astronomia moderna risiede forse nell'aver finalmente reso possibile l'interpretazione della prima pagina della Genesi mosaica, mostrando un accordo perfetto (G. Armellini dice "sorprendente") tra le parole mosaiche e le conclusioni cui giunge la cosmogonia astronomica moderna. Naturalmente, il racconto mosaico ha un carattere nettamente antropico, descrivendo in linguaggio popolare quello che avrebbe visto un uomo che avesse assistito allo svolgersi degli eventi osservandoli dalla Terra. Può trovar posto qui un'osservazione importante (Gislamella). Nella Genesi mosaica sono stati impiegati due termini ben distinti, l'uno creavit (in ebraico bäráa) e l'altro fiat (in ebraico jāāt). Il primo, il creavit, è stato adoperato tre sole volte, ad indicare: 1) la "creazione" della Terra e del Cielo, cioè della materia originaria (i protoni e gli elettroni o, se si vuole, piuttosto i neutroni, da cui poi gli elettroni e i protoni sono derivati per naturale "decadimento", o, se si vuole ancora, l'idrogeno); 2) la "creazione" degli esseri viventi; 3) la "creazione" d.dl'uomo. In tutti gli altri passaggi si adopera invece il fiat: "fiat lux, fiat firmamentum", ecc. Ora, è possibile "raostruire", p. es., soltanto attraverso le applicazioni delle leggi della fisica, la luce dalla materia "informe e vacua" della creazione originaria, come risultato delle prime reazioni termonucleari avvenute nell'interno delle stelle in virtù dell'aumentata temperatura e della forte densità raggiunta in seguito alla contrazione gravitazionale. "Piat lux": è avvenuta la luce, ma naturalmente, senza bisogno di alcuna creazione diretta.
Le sole leggi fisiche non bastano però più per spiegare l'origine della vita, ed occorre allora un nuovo $b \bar{a} r a^{2}$, il secondo, e cioè un secondo intervento della potenza creatrice. Né è più possibile passare, per sole leggi fisiche e naturali, dalla vita puramente animale - sia pure attraverso tutte le complesse forme evolutive - a quella cosciente e razionale, e cioè all'uomo. Ed è stato qui necessario il terzo mirabile bäráa. "Vedi tor. LXXXIV. Bim... per la letteratura, oltre le opere citate sopra, v. ASTRONOMIA.
Lucio Gislamella
UNNERICO. "Re dei Vandali d'Africa, figlio di Genserico (v.), marito di Eudossia, figlia di Valentiniano III.
Negli ultimi anni di regno Genserico aveva cercato di assicurare al suo regno condizioni di pace e di stabilità, grazie agli amichevoli trattati conclusi dal padre con l'imperatore d'Oriente Zenone e col nuovo signore d'Italia Odoacre. U. poté mostrarsi pacifico e ligio a quei patti che miravano a liberare le coste italiane e greche dalle piraterie e ad ottenere la pace religiosa in Africa col rospendere le misure contro i cattolici prese con barbarica violenza dall'ariano Genserico. A questa mitezza lo consigliavano il senso di un progressivo indebolimento della selvaggia vigoria del suo popolo e le preoccupazioni che gli venivano dalle popolazioni indigene dell'interno in perpetua ribellione, e spesso fortunate nell'assalire i territori vandalici. Che infatti mitezza e amor di pace fossero ispirati solo da sensi di opportunità, si vide ben presto nel suo modo di comportarsi verso i propri parenti ed i loro amici, dei quali si liberò con esilii, condanne a morte, assassinii, per assicurare il trono a sé e la successione al proprio figlio Ilderico. E quando la progressiva, insanabile fiacchezza dell'Impero d'Oriente lo persuase di poterne impunemente sfidare le suscettibilità, non mancò di riprendere la politica di persecuzione contro
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i cattolici, alla quale lo eccitavano il fanatismo del clero ariano e la propria avidità di danaro, che nelle confische dei beni dei cattolici e delle loro istituzioni poteva trovare laute soddisfazioni. Fu vietato ai non ariani di ricoprire uffici e dignità nella corte; funzionari cattolici che rifiutavano di passare alla Chiesa ariana, furono cacciati in esilio, e perdettero per confisce i beni; vescovi e preti furono imprigionati ed esiliati, taluni uccisi. E a nulla valsero gli interventi dell'imperatore Zenone che, sollecitato dal Papa, inviò più di una ambasceria a chiedere il rispetto dei trattati. Nel febbr. del 484 un editto del Re vandalo applicava a danno dei cattolici tutte le disposizioni che gli imperatori romani avevano emanato contro gli eretici. L'esecuzione di questi ordini non ebbe però lunga durata, ché nel dic. dell'anno stesso U. mori.
Bibl.: fonte principale è la Storia della guerra gotica di Procopin. Dalla moderna letteratura: F. Martraye, L'Occident a l'époque byzantine, Parigi 1904, p. 179; L. Schmidt, Geschichte der Wandalen, Lipsia 1907, p. 103 sgg. Roberto Paribeni
UNNI. - Povere e malcerte sono le notizie degli scrittori occidentali su questa gente, né gran che di meglio si raccoglie dalle fonti cinesi che in età più antica ne ebbero conoscenza.
Della loro stirpe mongolica, ci assicurano le fonti cinesi che li chiamano Hiung-nu e le occidentali che ne descrivono i caratteri fisici : piccoli, esili corpi, larghe facce con piccolissimi occhi. Condussero vita nomade nell'Asia centrale, e tentarono di irrompere nei territori cinesi; a difesa contro di loro fu costruita nel sec. III a. C. la Grande Muraglia, che congiunse e unificò precedenti opere fortificatorie. Ca. la metà del sec. iv d. C. gli U. raggiunsero il paese abitato dagli Alani a nord del Caspio e del Volga, e poco dopo arrivarono al Don che attraversarono respingendo verso ponente gli Ostrogoti.
Trascinando poi con sé anche le popolazioni dei territori invasi e seminando il terrore con le stragi e le distruzioni, sospinsero sul Danubio i Visigoti che chiesero d'essere ammessi come federati dentro i confini dell'Impero di Roma. Della vittoria di questi ad Adrianopoli nel 378, rovinosa per l'Impero, profittarono a loro modo gli U., per continuare ad infiltrarsi in gruppi più o meno grossi e saldi e organizzati nei territori fatti deserti innanzi al loro procelloso avanzare sino a combattere per l'Impero contro gli stessi propri connazionali, senza tralasciare di saccheggiare e di uccidere. Verso la fine del sec. iv si ha qualche figura di capo, intorno al quale si raccoglie la massa maggiore degli U.
Loro sede principale divenne la Pannonia, donde continuarono però a dilagare con le loro corse selvagge. Il loro re Uldino combatté contro Gainsa, generale barbaro ribelle all'imperatore Arcadio, e ne spedì la testa a Costantinopoli, ricevendo il premio di un annuo tributo di 350 libbre d'oro. Come alleato romano fu presente a Piesole nella battaglia contro Radagasio e i suoi Goti.
La potenza degli U. continuò ad accrescersi sotto il successore Rua, e specialmente poi sotto il nipote di questo Attila (v.). Questi diede più saldo assetto al suo Stato, accentrò in sé tutti i poteri, e condusse una politica singolarmente forte ed attiva con l'Imperatore di Oriente Teodosio II; riusci a farsi aumentare il tributo ottenuto dai predecessori, portandolo a 700 libbre, e più tardi facendolo ancora triplicare; pretese che gli fossero consegnati tutti i fuggitivi dai suoi Stati, anche se cittadini romani. In Occidente erano alle dipendenze di Attila tutte le terre a nord delle Alpi fino al Reno.
Il merito di una quasi tranquilla coesistenza era dovuto per gran parte all'azione del magister utriusque militiae Aesio, che aveva per un certo tempo vissuto tra gli U. come ostaggio, e che con accorta politica favoriva ora l'uno ora l'altro degli Stati barbarici, mirando a porli in contrasto tra loro. Ma la natura violenta e superba di Attila non poteva contentarsi di un tranquillo statu quo. Sconfitto sui campi Catalaunici (tra Chalons e le Argonne) e rientrato nella sua capitale, probabilmente in Pannonia, si rovesciò sull'Italia, dove l'incontro con l'animoso papa Leone Magno, e, non meno efficaci, le malattie e la fame del suo esercito scialacquatore, lo dissuasero dal tentare
la corsa su Roma. Rientrato nelle sue sedi, poco dopo in una delle consuete orge Attila moriva (453) ed in pochi anni la potenza degli U. scomparve. Più tardi gli Avari (v.) furono designati col nome di U.
Bibl.: O. Seeck, Gesch. des Untergangs der antiken Welt, VI. Stoccarda 1921, p. 279; A. Solari, Gli U. e Attila, Pisa 1916; L. Halphen, Les barbares, Parigi 1938; F. Altheim, Attila und die Hunnen, Baden-Baden 1951. Roberto Paribeni
## UNO : v. TRASCENDENTALI.
UNTERLINDEN. - Famoso monastero di domenicane a Colmar in Alsazia, diocesi di Basilea (oggi Strasburgo) sotto il patrocinio di s. Giovanni Battista.
La comunità fondata a Colmar nella Piazza dei Tigli, onde il nome U., da Agnese di Mittelınleim e Agnese di Herkenheim con il concorso del priore strasburghese Guattiero O.P., nel 1252 si trasferì fuori la città presso un molino (Ufmühloit), ma nel 1252 riprese la dimora a U. Incorporato all'Ordine domenicano (1245) da Innocenzo IV, il monastero ottome dal card. Ugo di S. Caro un'indulgenza per la chiesa costruenda che nel 1269 fu consacrata da s. Alberto Magno. Fino al 1348 U. occupa un posto notevole della storia della mistica tedesca; ha relazioni con Eccardo, ivi presente nel 1322, con Taulero, il b. Enrico Seuse e Venturino da Bergamo.
La priora Caterina da Geberschweier compilò le Vitne sororum ca. l'anno 1330. Nel 1419 la comunità abbracciò la riforma di Schönensteinbach. Staccato dalla provincia di Germania e aggiunto alla Congregazione alsaziana nel 1690 , il monastero nel 1792 fu soppresso, nel 1793 l'edificio divenne caserma di cavalleria, nel 1845 scuola femminile e dal 1849 Museo e Biblioteca municipale.
Bibl.: A. M. P. Ingold, Le monastère d'U. au XIIIe siècle, Strasburgo 1896; A. Waltz, Bibliogr. de la ville de Colmar, Colmar 1902, pp. 90-97, 492-94; Joh. Meyer, Buch der Reformatio d. Predigerordens, ed. B. M. Reichert, 2 voll., Lipsia 1908-1909; id., Das älteste Vorzeichnis der Dominikanerinnenbhiater, ed. H. Wilms, ivi 1928, pp. 49-50, 109; J. Bauchot, Das frühere Unterlinden-Kloeter in seiner Blütezeit, Colmar 1916; id., Im 13. u. 16. Jahrh., ivi 1917; id., Niedergang und Auflösung, s. n. t.; J. A. Ancelet-Hustache, Les "Vitae sororum" d'U., ed. crit. dal ms. 508 della Biblioth. de Colmar, in Arch. d'hist. decir. et litt. du moyen âge, 3 (1930), pp. 317-309; L. Pfleger, Die Mystik in U., in Colmarer Jahrh., 3 (1937), pp. 35-45; Ch. Wittmer, L'abituaire des Dominicaines d'U., ed. crit., StrasburgoZurigo 1946.
Angelo Walz
UNZIONE LITURGICA. - E quella fatta con olii santi, per la quale le persone o gli oggetti che la ricevono vengono separati dalla cerchia profana, a cui appartengono, e rivestiti di una speciale relazione con Dio.
L'u. l. già ricorre sovente nel Vecchio Testamento. Si ungevano, infatti, le suppellettili adibite al servizio divino : il tabernacolo e l'altare con tutti i loro vasi (Ex. 29, 36) e il lavabo di rame per i sacerdoti (Ex. 40, 9); i re, per significare che veniva loro partecipato lo spirito del Signore (I Sam. 16, 5), donde la qualifica di "untio" ( $\chi \rho \alpha \sigma \tau o ́ c$, messia); i sacerdoti, che perciò restavano santificati e consacrati per il loro ministero; i profeti, quando la missione profetica non era stata loro affidata direttamente da Dio, ma da un altro profeta ( $I$ Reg., 19, 16).
Nel Nuovo Testamento l'u. ha carattere di Sacramento nella Cresima e nell'Estrema Unzione; mentre nel Battesimo e nell'Ordinazione è un rito supplementare di valore altamente simbolico. Per tutto il resto l'u. è soltanto un sacramentale.
L'u. l. si fa con l'olio del crisma, o con l'olio dei catecumeni, o con l'olio degli infermi. L'u. con il crisma è riservata al Vescovo, eccetto quella che il sacerdote fa sulla fronte del neobattezzato. Le altre u. si fanno secondo le funzioni sia del vescovo e sia del sacerdote. Si ungano : a) le persone : i catecumeni (con l'olio dei catecumeni); i neobattezzati e i cresimandi (con il crisma); i sacerdoti (con l'olio dei catecumeni); i vescovi (con il crisma); i re, le regine (con l'olio dei catecumeni); gli imperatori (dapprima con il crisma, poi, dopo la lotta delle investiture, con l'olio dei catecumeni); i moribondi
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(con l'olio degli infermi); b) le cose: il fonte battesimale (con l'olio dei catecumeni e con il crisma), le chiese (porta e pareti con il crisma), l'altare (il sepolcretto per le s. reliquie, la tavola, le s croci due volte con l'olio dei catecumeni, una volta con il crisma, il tutto con l'olio dei catecumeni e crisma insieme) indi la fronte dell'altare e il posto di congiunzione della base con la tavola (con il crisma); le campane (fuori e dentro 7 volte con olio degli infermi, dentro 4 volte con crisma), il calice con la potenza (con crisma).
Oltre queste u. liturgiche ci sono quelle private fatte con olio benedetto per l'uso dei fedeli (cf. Rit. Rom., tit. IX, 7, 8, 11, 49).
Le u. della Cresima e dell'Estrema Unzione sono di origine apostolica; quelle d 1 battesimo in uso dai primi tempi cristiani. Le altre dell'ordinazione dei sacerdoti e della consacrazione dei vescovi, nonché quelle dei re e degli imperatori e quelle delle altre cose (chiese, altare, campane) ispirate dalla Bibbia, entrano nella liturgia romana, quella gallicana dell'epoca carolingia; nel rito orientale sono ancora sconosciute.
Biol.: L. Eisenhofer, Handbuch der hath. Liturgih, Friburgo 1932, vol. I, pp. 308-17; P. Hofmeister, Die heiligen Öle in der morgen und abendländ. Kirche, eine bierlenerchth. liturg. Abhandl. lung. Wurzburg 1948.
Pietro Siffrin
UOMO, ORIGINE DELL'. - Il problema delle origini umane è l'oggetto principale delle ricerche di paleontologia umana ed è fonte di interminabili e non sempre serene polemiche da quando C. Darwin con la pubblicazione della sua opera L'o. dell'u. e la scelta in rapporto col sesso (1871) avversò esplicitamente la tradizionale interpretazione ad litteram dei tratti della Genesi mosaica relativi alla creazione dell'uomo. Le sempre più frequenti scoperte di resti fossili, appartenenti a razze umane estinte molto diverse da quelle attuali e spesso fornite di caratteri pitecoidi, hanno portato argomenti che paiono validi in favore dell'ipotesi evoluzionistica, dimodoché oggidì la maggior parte degli antropologi e dei paleontologi ritiene che l'origine del corpo umano risponda ad un processo evolutivo.
Vari autori che continuano la corrente materialistica ottocentesca sostengono addirittura che anche l'anima umana deriverebbe da quella delle bestie per graduale trasformazione, parallela a quella corporea. Ma allo stato attuale della scienza si può affermare che nessuna prova concreta torna a favore di questa ipotesi, dato che mentre le scimmie antropomorfe risultano incapaci di qualsiasi astrazione e invenzione,
