Ing. Claudio Costa - Carocicosta.it

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1 Ing. Claudio Costa - Carocicosta.it

2 «L'essenza della teoria del Big Bang sta nel fatto che l'universo si sta espandendo e raffreddando; lei noterà che non ho detto nulla riguardo ad una "esplosione": la teoria del Big Bang descrive come il nostro universo evolve, non come esso iniziò» (P. J. E. Peebles, 2001)

3 Il Big Bang è attualmente il miglior modello cosmologico che abbiamo riguardo l origine, lo sviluppo e l'espansione dell'universo e ha avuto numerose conferme dalle osservazioni L idea è semplice: l'universo iniziò ad espandersi a partire da una condizione iniziale estremamente calda e densa e questo processo di espansione è durato per un intervallo di tempo finito e continua tuttora Quindi, secondo questo modello, c è stato un inizio di tutto, tempo compreso Estremizzando questa deduzione, non ha senso, per i fisici, chiedersi cosa c era prima, perché non c era un prima Ma questo, lo sappiamo bene, non soddisfa né me, né voi La domanda rimane

4 Il problema è che la fisica stessa, tentando di spiegare come tutto si è formato, arriva ai propri limiti: Estrapolando l'espansione dell'universo a ritroso nel tempo, la relatività generale conduce a una condizione di densità e temperatura talmente elevate da tendere all'infinito Questa singolarità indica il punto in cui la relatività generale perde validità Si può continuare con questa estrapolazione solo fino al cosiddetto tempo di Planck, che è il più piccolo intervallo di tempo misurabile con le attuali leggi fisiche: s

5 In base alle misure dell'espansione dedotte dall osservazione delle Supernovae più luminose, alle misure delle fluttuazioni di temperatura nella radiazione cosmica di fondo, alle misure della funzione di correlazione delle galassie e come confermano gli ultimi dati forniti dalla sonda Planck, l'universo ha un'età calcolata di circa 13,8 miliardi di anni

6 La teoria del Big Bang è stata dedotta dalle equazioni della Relatività Generale di Albert Einstein inserendovi opportune ipotesi semplificative, in particolare quella di omogeneità e isotropia dell'universo Questa ipotesi, nota come principio cosmologico, generalizzava all'intero universo il principio copernicano La teoria del Big Bang risultò subito in accordo con la nuova concezione della struttura dell'universo, che proprio negli stessi decenni stava emergendo dall'osservazione astronomica delle galassie in apparente recessione da noi

7 Nel 1927, come abbiamo visto, Georges Lemaître, sviluppò le equazioni della Relatività e ipotizzò che l'allontanamento delle galassie fosse dovuto all'espansione del cosmo Nel 1931 Lemaître andò oltre e suggerì che l'evidente espansione del cosmo necessita di una sua contrazione andando indietro nel tempo, continuando fino a quando esso non si possa più contrarre ulteriormente, concentrando tutta la massa dell'universo in un singolo punto, "l'atomo primitivo", prima del quale lo spazio e il tempo non esistono In quell'istante, la struttura spazio-temporale doveva ancora comparire

8 Sulle primissime fasi del Big Bang esistono molte speculazioni, ma la teoria appare ben salda Nei modelli più comuni, l'universo inizialmente era omogeneo, isotropo, con una densità energetica estremamente elevata, temperature e pressioni altissime e si stava espandendo e raffreddando molto rapidamente All'incirca secondi dopo l'istante iniziale, qualcosa (forse una transizione di fase del vuoto) causò un rapidissimo aumento della velocità di espansione, detto inflazione cosmica, durante la quale l'universo aumentò le sue dimensioni esponenzialmente

9 Quando il processo di inflazione si fermò, il cosmo era formato da un plasma di quark, gluoni e leptoni, oltre a tutte le altre particelle elementari Le temperature erano così alte che il moto casuale delle particelle avveniva a velocità relativistiche e coppie particellaantiparticella di ogni tipo erano continuamente create e distrutte nelle collisioni

10 L'universo intanto continuava a espandersi e la sua temperatura a diminuire e quindi anche l'energia di ogni particella andò diminuendo La rottura della simmetria nella transizione di fase generò quelle che noi oggi chiamiamo le quattro interazioni fondamentali della fisica

11 All'incirca dopo secondi, il quadro d'insieme diventa meno speculativo, visto che le energie delle particelle diminuiscono fino a valori raggiungibili negli esperimenti di fisica delle particelle Arrivati a 10 6 secondi, quark e gluoni si combinarono per formare barioni, come protoni e neutroni La piccola differenza presente nel numero di quark e antiquark portò ad una sovrabbondanza dei barioni sugli antibarioni La temperatura non era più sufficientemente alta per formare nuove coppie protoniantiprotoni (e ugualmente per le coppie di neutroni-antineutroni), perciò seguì immediatamente un'annichilazione di massa che lasciò soltanto uno ogni dei protoni e neutroni originali e nessuna delle loro antiparticelle

12 Un processo simile avvenne al tempo di un secondo per gli elettroni e i positroni Dopo questi due tipi di annichilazione, i protoni, i neutroni e gli elettroni rimanenti non stavano più viaggiando a velocità relativistiche e la densità di energia del cosmo era dominata dai fotoni (con un contributo minore dovuto ai neutrini) Qualche minuto dopo l'istante iniziale, quando la temperatura era all'incirca un miliardo di gradi e la densità paragonabile a quella dell'aria, i neutroni si combinarono con i protoni, formando primi nuclei di deuterio e di elio in un processo chiamato nucleo-sintesi La maggior parte dei protoni non si combinò e rimase sotto forma di nuclei di idrogeno La materia era fortemente accoppiata alla radiazione e quindi l universo era una specie nebbia opaca alla luce

13 A partire dal modello del Big Bang, è quindi possibile calcolare la concentrazione di elio-4, elio-3, deuterio e litio-7 nell'universo in rapporto alla presenza totale di idrogeno ordinario Tutte le loro abbondanze derivano da un singolo parametro, il rapporto tra fotoni e barioni, che può essere calcolato indipendentemente dalla struttura dettagliata delle fluttuazioni della radiazione di fondo I rapporti delle masse previsti sono, rispetto all idrogeno, circa 0,25 per l elio-4, circa 10 3 per il deuterio, circa 10 4 per l elio-3 e circa 10 9 per il litio-7 La coerenza di questi dati con quelli previsti dalla teoria della nucleo-sintesi è una prova a favore della teoria del Big Bang Finora è l'unica teoria conosciuta che riesca a spiegare l'abbondanza relativa degli elementi leggeri, in quanto è impossibile che il Big Bang possa aver prodotto più del 20 30% di elio

14 Passano circa anni e gli elettroni e i vari nuclei si combinarono formando gli atomi: a partire da questo istante, la radiazione si disaccoppiò dalla materia e continuò a vagare libera nello spazio Questa radiazione fossile, che ancora oggi è visibile, è conosciuta, come sappiamo, come radiazione cosmica di fondo In un periodo di tempo molto lungo, le regioni leggermente più dense rispetto alla distribuzione uniforme di materia attrassero gravitazionalmente la materia circostante e crebbero, aumentando la loro densità, formando nubi di gas, stelle, galassie e le altre strutture astronomiche osservabili oggi

15 I dettagli di questo processo dipendono dalla quantità e dal tipo di materia presente nell'universo I tre possibili tipi di materia conosciuti sono la materia oscura fredda, la materia oscura calda e la materia barionica (ordinaria) Le migliori misure disponibili (fornite dalla sonda WMAP) mostra che la forma di materia dominante nel cosmo è la materia oscura fredda Gli altri due tipi formano insieme meno del 18% dell'intera materia dell'universo

16 Dallo studio delle Supernovae di tipo Ia gli astrofisici ritengono che attualmente l'universo sia dominato da una misteriosa forma di energia, conosciuta come energia oscura, la quale apparentemente permea tutto lo spazio Una supernova di tipo Ia è originata dall'esplosione di una nana bianca Una nana bianca è ciò che resta di una stella di massa medio-piccola che ha completato il suo ciclo vitale e al cui interno la fusione nucleare è cessata; tuttavia, le nane bianche al carbonio-ossigeno, le più comuni dell'universo, sono in grado, se le loro temperature salgono a sufficienza, di far perdurare le reazioni di fusione, che rilasciano una gran quantità di energia Le Supernovae sono delle ottime candele standard, in quanto il fenomeno che le forma libera sempre la stessa quantità di energia che vediamo più o meno debole a seconda della distanza In questo modo alla fine degli anni 90 ci si accorse che la luminosità delle supernove era più debole di quella prevista usando una distanza corrispondente a un Universo in espansione costante: l unica spiegazione era che dovevano aver raggiunto una distanza maggiore e che quindi l Universo stava accelerando

17 Le osservazioni suggeriscono che circa il 72% di tutta la densità d'energia dell'universo attuale sia sotto questa forma Quando il cosmo era più giovane, era permeato in ugual modo dall'energia oscura, ma la forza di gravità aveva il sopravvento e rallentava l'espansione Dopo alcuni miliardi di anni, la crescente abbondanza dell'energia oscura causò un'accelerazione dell'espansione dell'universo

18 G ij l x ij k T ij L'energia oscura, nella sua forma più semplice, prende la forma della costante cosmologica l nelle equazioni di campo di Einstein della relatività generale La sua composizione e il suo meccanismo sono sconosciuti Le relazioni con il Modello Standard della fisica delle particelle continuano ad essere studiati sia tramite osservazioni, sia dal punto di vista teorico

19 Tutta l'evoluzione cosmica successiva all'epoca inflazionaria può essere descritta quindi dal cosiddetto modello ΛCDM (Lambda-Cold-Dark- Matter), il quale cerca di combinare le conclusioni delle due teorie (in parte incompatibili) della meccanica quantistica e della relatività generale In definitiva quindi, non esiste ancora un modello ben supportato che descriva i fenomeni precedenti a secondi Per poter risalire a tali periodi di tempo è necessaria una nuova teoria unificata, definita gravità quantistica La comprensione dei primissimi istanti della storia dell'universo è attualmente uno dei più grandi problemi irrisolti della fisica

20 La piena compatibilità della relatività generale con la meccanica quantistica è LA meta ancora da raggiungere Due sono gli approcci alternativi più promettenti: La Gravità Quantistica A Loop, con protagonista il nostro Carlo Rovelli La Teoria Delle Stringhe, o meglio delle Superstringhe, con Edward Witten come principale studioso Ma questa è tutta un altra storia