Cosmologia
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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