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Le proprietà dell'Universo


Fino al 1929 era opinione diffusa che l'Universo fosse statico. In quell'anno E. Hubble osservò alcune galassie e scoprì che esse si stavano tutte allontanando dalla Terra con una velocità proporzionale alla loro distanza: fu la prova che l'Universo si sta espandendo. Se si ripercorre all'indietro tale espansione, si arriva a un inizio in cui tutto era racchiuso in un punto di temperatura e densità infinite: si ipotizza che da tale punto nacque l'Universo, con una grande esplosione (Big Bang), con la quale ebbe origine ogni cosa, anche lo spazio e il tempo. Questo punto iniziale è detto singolarità, in quanto in esso le leggi della fisica perdono di significato.
A confermare la teoria del Big Bang ci sono anche altri due fatti osservati, oltre l'espansione dell'Universo: la radiazione cosmica di fondo e l'abbondanza degli elementi chimici deuterio ed elio presenti nell'Universo. La radiazione cosmica di fondo è il residuo del Big Bang che ancora pervade l'Universo; si osserva nel campo delle microonde a una temperatura di circa 2,73 K, molto minore rispetto a quella iniziale a causa del raffreddamento causato dall'espansione. La sua esistenza era già stata prevista teoricamente prima che fu scoperta per caso nel 1965. Questa radiazione è inconciliabile con l'idea di un Universo stazionario, senza inizio e senza periodi di altissima temperatura. L'abbondanza del deuterio e dell'elio si accorda molto bene con le previsioni fornite dalla teoria del Big Bang. Questi due elementi non possono formarsi all'interno delle stelle, perché sarebbero subito distrutti. Si sono formati durante le reazioni chimiche che avvennero nell'Universo primordiale.
L'analisi della radiazione cosmica di fondo costituisce un'importante fonte di informazioni sulla struttura e sulle proprietà dell'Universo da circa 400.000 anni dopo il Big Bang in poi, da quando cioè riuscì a liberarsi dalla forte interazione con la materia, un mare di particelle cariche in rapidissimo movimento che la intrappolavano: con il passare del tempo, queste particelle diminuirono di velocità e poterono unirsi per formare atomi di idrogeno neutro, lasciando l'Universo trasparente alla radiazione. La temperatura di tale radiazione appare uniforme in tutte le direzioni dell'Universo, ma presenta piccolissime fluttuazioni che corrispondono a piccoli grumi di materia da cui ebbero poi origine le strutture più complesse che oggi osserviamo, come le galassie e gli ammassi di galassie. Tali fluttuazioni furono scoperte per la prima volta nel 1991 dal satellite COBE e sono state poi studiate in modo più approfondito negli anni seguenti, con altre missioni. Una mappa molto dettagliata di esse ha permesso di concludere che l'Universo possiede una geometria di tipo euclideo, con uno spazio piano, non curvo e una densità uguale alla densità critica.
A partire dai valori attuali della temperatura e della densità dell'Universo, si possono calcolare quelli passati tenendo conto del modo con cui queste quantità variano con le dimensioni dell'Universo. La nostra conoscenza si ferma però a circa 10–43 s dopo il Big Bang, perché prima gli effetti quantistici diventano rilevanti e per la descrizione sarebbe necessaria una teoria quantistica della gravitazione, ancora non disponibile (la teoria della relatività generale di Einstein, la più accreditata per descrivere la gravitazione dell'Universo, è una teoria classica, che non ingloba considerazioni quantistiche).
Il futuro dell'Universo, se cioè esso continuerà a espandersi per sempre o se a un certo punto rallenterà la sua espansione e si contrarrà all'indietro, dipende da quanta materia esiste, cioè sostanzialmente da quanto la forza di attrazione gravitazionale sarà in grado di rallentare la velocità di espansione. Nel conto bisogna tenere in considerazione anche la cosiddetta materia oscura, non osservabile direttamente. Osservazioni effettuate nel 1998 sulla distanza di alcune galassie lontane hanno evidenziato che la velocità di espansione dell'Universo non solo non sta diminuendo, ma sta addirittura ancora aumentando, come se ci fosse una forza che si oppone alla forza di gravità. La distanza delle galassie, è un parametro importante per la misurazione del tasso di espansione dell'Universo; quest'ultimo infatti è dato dalla costante di Hubble H che compare nella relazione v=Hd, ossia dal rapporto tra la velocità v (calcolabile facilmente) e la distanza d delle galassie, difficile da misurare. Alcuni tipi di supernovae sono buoni indicatori di distanza, perché esplodono con la stessa luminosità intrinseca. Misurando lo splendore di alcune di queste supernovae distanti (quindi relative a un Universo più giovane), si è scoperto che esse apparivano meno brillanti (cioè erano più distanti) di quanto ci si aspettasse. Ciò significa che l'Universo
è anche più vecchio di quanto si pensasse.
Una difficoltà della teoria del Big Bang è spiegare la distribuzione uniforme della materia a grande scala. Non si capisce cioè come mai punti opposti dell'Universo possano avere proprietà analoghe nonostante non abbiano mai avuto la possibilità di entrare in comunicazione tra loro, perché nemmeno la luce ha avuto il tempo di trasferire informazioni da un punto all'altro. Questa difficoltà è risolta dalla teoria dell'inflazione: subito dopo il Big Bang l'Universo si sarebbe trovato in un particolare stato fisico da cui sarebbe scaturita una violenta repulsione gravitazionale e conseguentemente una rapidissima espansione, con la quale l'Universo avrebbe aumentato di miliardi di volte le sue dimensioni. Ciò spiegherebbe la grande uniformità attuale a grande scala dell'Universo (l'uniformità non è chiaramente vera su piccola scala, basta vedere la disposizione delle stelle nella nostra galassia), perché regioni che oggi sono a grande distanza prima dell'inflazione potevano comunicare.

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