Il contenuto dell Universo. Lezioni d'autore di Claudio Censori

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1 Il contenuto dell Universo Lezioni d'autore di Claudio Censori

2 INTRODUZIONE (I) VIDEO

3 INTRODUZIONE (II) L Universo ha un età di circa 13,7 miliardi di anni e si sta attualmente espandendo con una velocità che aumenta con il passare del tempo, ossia in modo accelerato Le stelle e le galassie visibili, insieme al gas intergalattico),sono soltanto una piccolissima frazione di tutta la materia che esiste nell Universo (4-5%): il resto (23-24%) non è osservabile al telescopio (materia oscura) o è costituita da particelle non ordinarie. Ma la maggior parte di ciò che esiste nell Universo (72%) non è affatto materia, bensì, alla luce delle conoscenze attuali, si pensa sia una strana forma di energia (energia oscura), la cui natura ci è del tutto ignota e alla quale si attribuisce una sorta di effetto antigravitazionale che a grandi distanze prevale sull attrazione gravitazionale della materia ed è responsabile quindi dell espansione accelerata dell Universo.

4 INTRODUZIONE (III) Distribuzione di materia ed energia nell Universo

5 INTRODUZIONE (IV) Il contenuto dell Universo, visibile e non visibile, è legato a doppio filo alla sua geometria; quest ultima risulta la chiave per conoscerne il comportamento evolutivo del Cosmo e il suo destino finale, a partire da una singolarità iniziale (Big Bang) di enorme densità e temperatura dalla quale si è sprigionato lo spazio, tessuto dal tempo e gravato dalla materia. Va precisato che le percentuali relative alla presenza di materia visibile, materia oscura ed energia oscura nell Universo sono soggette a continue modificazioni, conseguenti a nuove osservazioni. Inoltre, tali percentuali, ricavate per via teorica o sperimentale, presentano qualche volta differenze di uno o più punti.

6 MATERIA (I) Utilizzando le stime basate sulle supernovae, sulla radiazione di fondo e sulla massa degli ammassi di galassie, si deduce che la materia contribuisce a circa il 28% della densità totale, ma solo il 4% circa è dovuto alla materia ordinaria. Quest ultima viene anche detta materia barionica, perché la sua massa corrisponde essenzialmente a quella dei barioni (cioè protoni e neutroni) che la costituiscono assieme agli elettroni, molto più leggeri. La maggior parte della materia, ossia circa un terzo della densità totale, è dunque costituita da particelle non barioniche.

7 MATERIA (II) Anche la radiazione deve essere inclusa nella densità dell Universo. La radiazione di fondo proveniente dal Big Bang rappresenta solo lo 0,01% della densità totale, quella emessa da tutte le stelle che hanno illuminato l Universo non supera lo 0,001%. Pertanto la materia barionica, di cui noi stessi siamo formati, gioca un ruolo trascurabile nel bilancio cosmico tanto che il 96% della materia e dell energia nell Universo è ancora sconosciuto. In aggiunta va sottolineato come solo lo 0,5% della densità totale è dovuto a materia che risiede nelle stelle, detta quindi anche materia luminosa. Il resto è materia oscura, che include materia sia barionica sia non barionica e non può essere osservata direttamente attraverso la radiazione che emette, ma viene rivelata grazie agli effetti gravitazionali che induce sulla materia luminosa.

8 MATERIA (III) Quasi tutta la materia barionica si presenta sotto forma di idrogeno ed elio, gli atomi più leggeri. Infatti, gli altri atomi, tutti forgiati nei nuclei delle stelle e dispersi nell Universo dai venti stellari e dalle esplosioni delle supernovae a eccezione di una piccola quantità di litio primordiale, rappresentano lo 0,01% del totale. Questo implica che solo una piccola quantità di materia oscura barionica potrebbe essere sotto forma di polveri, anche perché osservando il cielo non ne percepiamo un consistente effetto oscurante se non nella direzione del piano galattico, dove si concentrano le polveri della Via Lattea.

9 MATERIA (IV) La maggior parte della materia oscura barionica deve essere racchiusa in oggetti oscuri e compatti come, per es., i pianeti giganti simili a Giove, le nane brune, le nane bianche e i buchi neri (che rappresentano le fasi finali dell evoluzione delle stelle di grande massa). Tali oggetti sono i cosiddetti MACHO (Massive Astronomical Compact Halo Objects), i quali popolano gli aloni di materia oscura che avvolgono la nostra e le altre galassie.

10 MATERIA (V) Negli ultimi anni sono stati avviati diversi programmi di osservazione alla ricerca dei MACHO in direzione della galassia di Andromeda e della Grande Nube di Magellano, sfruttando l effetto di lente gravitazionale che si ha quando l oggetto oscuro si trova di fronte a una stella luminosa più lontana: il campo di gravità del MACHO devia la luce della stella, focalizzandone l immagine per breve tempo, e ciò produce una variazione della sua luminosità, che si misura ponendo a confronto immagini rilevate in epoche diverse.

11 ENERGIA (I) La scoperta dell'espansione accelerata dell'universo ha evidenziato come questo non sia semplicemente governato dall'attrazione gravitazionale esercitata dalla materia, ma anche da un'altra entità con proprietà opposte, cioè repulsive, capace di accelerarlo, chiamata energia oscura, la cui natura risulta ancora sconosciuta. La causa dell'energia oscura è stata cercata sia nella teoria della relatività generale sia nella meccanica quantistica. La relatività permette di individuare forme di energia che producono una gravità repulsiva, già introdotta da A. Einstein nel tentativo di mantenere in equilibrio il suo primo modello statico dell'universo. Si parla anche in termini quantistici di energia del vuoto, che non va pensato come realmente vuoto, ma costituito da particelle virtuali capaci di esercitare forze di repulsione.

12 ENERGIA (II) Se la densità dell'energia oscura diminuirà con il tempo, si potrà arrivare a una situazione in cui la materia tornerà dominante, con alcuni scenari possibili. Se invece la densità resterà costante o addirittura aumenterà, gli oggetti visibili nell'universo saranno sempre meno numerosi. Si stima che tra 30 miliardi di anni tutti i milioni di galassie che attualmente possiamo osservare con i telescopi non saranno più visibili: le galassie più lontane saranno quelle dell'ammasso della Vergine, attualmente l'agglomerato di galassie più vicino. In 100 miliardi di anni la nostra galassia rimarrà sola e tutte le altre, anche le più vicine, saranno uscite dalla nostra visuale..

13 ENERGIA (III) Si è anche ipotizzato che il ruolo dell'energia oscura diventi così rilevante, a causa della sua azione repulsiva, da lacerare la materia anche nelle sue strutture più intime. Si avrebbe così a che fare con una distruttiva energia fantasma che porterebbe l'universo alla sua fine, chiamata big rip, cioè grande disgregazione: 60 milioni di anni prima del big rip la nostra galassia sarà distrutta, 3 mesi prima anche il Sistema solare si dissolverà, 30 minuti prima la Terra esploderà e s prima del big rip anche i nuclei atomici si disgregheranno completamente. Tutto questo può sembrare fantastico, speculazione spinta all'estremo, e in un certo senso lo è: soltanto quando la natura dell'energia oscura diventerà più comprensibile, grazie all'ausilio di accurate osservazioni astronomiche, si potranno avanzare alcune ipotesi sul destino dell'universo.

14 ENERGIA (IV) L evoluzione futura dell Universo quindi dipende dalla natura, ancora sconosciuta, di tale forma energetica e da come la sua densità varierà con il tempo. A sinistra, i possibili scenari futuri dell Universo in relazione al comportamento dell energia oscura, estremi rispetto a un espansione continua: big crunch, l Universo implode o si comprime; big rip, l Universo si espande violentemente

15 FINE