Breve storia della cosmologia e del ruolo della radiazione cosmica di fondo

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1 Breve storia della cosmologia e del ruolo della radiazione cosmica di fondo di Gianni Bernardi 1 Compendio di come la cosmologia è evoluta dalla sua nascita all inizio del 1900 fino ad oggi. In questa storia, un ruolo centrale è stato svolto dalla radiazione cosmica di fondo La nostra visione e conoscenza del cosmo è cambiata radicalmente nell ultimo secolo. All inizio del 1900 gli astronomi Curtis e Shapley ancora dibattevano se esistessero o meno altre galassie oltre a quella in cui viviamo. Negli anni 20, Edwin Hubble portò la prova definitiva che le nebulose a spirale erano altre galassie, altri mondi fatti di stelle, simili al nostro ma di forme diverse. Osservando un campione di spettri delle galassie, Edwin Hubble fece anche un altra scoperta sorprendente: le galassie si allontanavano le une dalle altre, con una velocità proporzionale alla loro distanza. Aveva scoperto la recessione delle galassie e aveva posto per sempre fine ad una concezione dell universo statico e immutabile. La relatività generale di Albert Einsten fornì un supporto teorico per spiegare, interpretare la visione di un mondo in espansione e questa si consolidò tra gli anni 1940 e 1960, quando prese vita il modello cosmologico del Big Bang Caldo (BBC). Nel modello del BBC, si considerano due proprietà di base della distribuzione di materia dell universo: la sua omogeneità e la sua isotropia. Il fatto che l universo venga considerato omogeneo e isotropo significa che l universo appare essere lo stesso indipendentemente dalla posizione in cui un osservatore si trova ed è anche lo stesso indipendentemente dalla direzione in cui un osservatore guarda. Sebbene questo non sia vero in realtà (basti guardare la grande varietà di stelle e galassie in cielo), in prima approssimazione è una descrizione corretta. Nel modello del BBC viene descritta l evoluzione dell universo a partire dalla sua origine in una esplosione iniziale (matematicamente una singolarità) a seguito del quale l universo era in uno stato di plasma molto caldo e denso dove la materia e la radiazione erano in completa interazione. In seguito all espansione dovuta all esplosione iniziale, l universo si è progressivamente raffreddato e gli atomi sono passati da ionizzati a neutri. Durante questa transizione l universo non era più sufficientemente caldo e denso da mantenere la materia e la radiazione in interazione e queste si sono disaccoppiate, cioè si sono evolute separatamente con il tempo, senza più essere influenzate l una dall altra. Se questo modello, questa descrizione dell universo fosse corretta, dovremmo essere in grado di osservare la radiazione che si è disaccoppiata dalla materia quando l universo era ancora giovane, dovremmo essere in grado di trovare una radiazione fossile: la radiazione cosmica di fondo. La radiazione cosmica di fondo fu scoperta nel 1965 come un rumore di fondo molto uniforme a 2.7 gradi Kelvin. Arno Penzias e Robert Wilson ricevettero il premio Nobel per questa scoperta. Fu la prova più solida del modello del BBC: nessuna altra teoria cosmologica era in grado di spiegare in maniera altrettanto convincente la presenza di una radiazione fossile. Nei decenni successivi il modello del BBC divenne più sofisticato, cercando di spiegare come si sono formati gli atomi e gli elementi nell universo e come si è formata la grande varietà di strutture 1 Gianni Bernardi è ricercatore nel campo della radiazione cosmica di fondo e della emissione spettrale dell'idrogeno neutro delle galassie primordiali presso diversi istituti astronomici tra cui l Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cambridge, Massachusetts, USA)

2 cosmiche osservate attraverso telescopi sempre più potenti: stelle, ammassi stellari, galassie, ammassi di galassie. La migliore spiegazione per la formazione delle strutture cosmiche è, attualmente, la legge di gravità: piccole perturbazioni della densità di materia sarebbero cresciute attraendo gravitazionalmente la materia circostante fino a creare oggetti gravitazionalmente legati e, infine, stelle e galassie. Se questa descrizione è corretta, dovremmo essere in grado di osservare piccole anisotropie (cioè disomogeneità) spaziali nella radiazione cosmica di fondo. In altre parole, puntando un telescopio in due direzioni differenti del cielo, la temperatura della radiazione cosmica di fondo misurata sarebbe diversa. Questa ricerca è durata circa tre decenni, dalla scoperta della radiazione cosmica di fondo fino al 1992, quando il satellite americano COBE (Cosmic Background Explorer) scopriva per la prima volta fluttuazioni di temperatura nella radiazione cosmica di fondo, dell intensità di un centomillesimo della temperatura misurata da Penzias e Wilson negli anni sessanta. Allo stesso tempo COBE misurava lo spettro della radiazione cosmica di fondo e lo trovava compatibile con uno spettro di corpo nero con precisione di una parte su mille. George Smoot e John Mather vinsero il premio Nobel nel 2006 come team leader dei gruppi che condussero queste misure. Dal punto di vista della cosmologia, queste scoperte ebbero una ricaduta enorme. Il fatto che lo spettro della radiazione cosmica fosse di corpo nero era la prova più convincente del modello del BBC. L esistenza delle fluttuazioni nella radiazione cosmica di fondo indicavano effettivamente che i semi delle strutture cosmiche che osserviamo oggi (galassie, stelle) sono in quelle fluttuazioni che sono poi cresciute attraverso l attrazione di gravità. Queste scoperte, comunque, oltre a dare nuove risposte, portarono nuove domande: l intensità delle fluttuazioni osservate era eccessivamente bassa per consentire alla sola gravità di formare le galassie di oggi in un tempo compatibile con l età dell universo. Poi rimaneva il problema del perchè la radiazione fosse così uniforme su tutto il cielo, quale meccanismo l aveva resa così omogenea? È stato allora elaborato un nuovo modello cosmologico per tentare di rispondere a queste domande, che introduce allo scopo i concetti di inflazione e materia oscura. L inflazione rappresenta un periodo di espansione rapidissima ed esponenziale che l universo avrebbe subito nei primi attimi successivi alla sua nascita, una frazione di secondo infinitesima dopo il Big Bang. Questa espansione avrebbe reso l universo estremamente omogeneo e avrebbe anche appiattito la sua forma. Si potrebbe pensare ad un piccolo palloncino gonfiabile e immaginare di gonfiarlo (senza romperlo!) fino alla grandezza della sfera terrestre. Il palloncino che prima appariva ovale, ora apparirà piatto ai nostri occhi, in quanto saremmo in grado di vederne solo una piccola frazione, proprio come non distinguiamo la curvatura della superficie terrestre che ci appare, alla vista, piatta. La materia oscura sarebbe una nuova forma di materia di cui non si conosce la composizione, ma che si suppone debba interagire con la materia ordinaria solo attraverso la gravità, senza presentare nessuna carica e, quindi senza possibilità di interazione per via elettrica o magnetica. La presenza di questo tipo di materia potrebbe consentire alle piccole fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo di crescere sufficientemente in modo da formare, attraverso l attrazione gravitazionale, le galassie. L aggiunta del periodo di inflazione e della componente di materia oscura al modello del BBC crea un nuovo modello detto Modello Cosmologico Standard. All inizio degli anni 2000, l esperimento BOOMERanG, volato al di sopra del Polo Sud a bordo di un pallone aerostatico e guidato da un team di ricercatori dell università La Sapienza di Roma, misurò, per la prima volta, le anisotropie della radiazione cosmica di fondo su scale angolari di un grado e misura con precisione la forma dello spettro angolare di potenza. I dati ottenuti costituirono

3 la prima indicazione che l universo mostra una geometria piatta e la prima indicazione indiretta dell inflazione e del Modello Cosmologico Standard. Vi era però una nuova sorpresa ad attendere i cosmologi. A cavallo del 2000, osservando l esplosione di stelle lontanissime, fu possibile determinarne la distanza e si scoprì che... l espansione dell universo stava accelerando invece di rallentare! Si può immaginare la sorpresa per questa scoperta se immaginiamo il Big Bang come l eruzione di un vulcano: le ceneri e i lapilli che vengono espulsi nell eruzione vengono scagliati lontano (espansione) e, pian piano, perdono energia e, infine cadono al suolo. Bene l universo sembra non fare così: dopo un certo tempo dal Big Bang l universo, invece di rallentare la sua espansione, l ha improvvisamente accelerata! È come se i lapilli, dopo un certo tratto del loro volo, non solo rimanessero in volo invece di cadere al suolo ma, anzi, riprendessero a volare più velocemente! I cosmologi si sono chiesti quale forza può mai causare un simile fenomeno. La risposta finora più plausibile è la presenza di un campo di forza direttamente connesso al vuoto quantistico, in grado di creare una forza repulsiva, di segno opposto alla gravità. Questa forza è stata chiamata energia oscura. Il modello cosmologico ha quindi dovuto estendersi per includere una nuova forma di energia, ignota come e più- della materia oscura: la conclusione è che il modello cosmologico corrente ha più ingredienti ignoti che noti... L ultimo ambizioso esperimento per misurare le anisotropie della radiazione cosmica di fondo il Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP ha cominciato a dare risposte a queste domande, ponendo nuove domande...

4 Piccolo glossario Big bang (singolarità iniziale): è il momento dell esplosione iniziale da cui si e; originato l universo. Si parla di singolarità iniziale perchè le grandezze fisiche come la temperatura, la pressione e la densità divergono all istante iniziale Campo di forza: le forze fisiche (gravita, elettromagnetismo, interazione forte, debole), possono essere espresse da enti matematici che descrivono la propagazione spaziale e temporale della forza stessa, cioè sanno indicare la forza dovuta da una certa sorgente di campo in ogni punto dello spazio e del tempo Corpo nero: si dice corpo nero un corpo che assorbe tutta la radiazione che riceve e la riemette in funzione solo della temperatura che il corpo stesso possiede (e non della forma, del volume, della composizione). La risoluzione del problema della radiazione elettromagnetica di un corpo nero portò allo sviluppo della teoria dei quanti Interazione (tra materia e radiazione), accoppiamento: materia e radiazione non conducono una vita isolata l una dall altra, ma intergiscono l una con l altra. Questo accade anche nella vita di tutti i giorni: se ci mettiamo al sole, il nostro corpo assorbe la radiazione solare e la sua temperatura si riscalda (ha assorbito l energia solare trasportata attraverso la radiazione). Ora, se la materia è allo stato atomico o particellare, l interazione con la radiazione può avvenire attraverso urti (proprio come gli urti tra due palle da biliardo) dove l energia viene scambiata dalla radiazione alla materia o viceversa. Se questo processo si protrae per un tempo abbastanza lungo, gli scambi di energia portano la materia e la radiazione in uno stato di equilibrio energetico, cioe; ad avere entrambi la stessa temperatura. Questo stato è chiamato accoppiamento tra materia e radiazione. Questo avviene nel nostro universo quando esso è ancora giovane e rimane fotografata nella radiazione cosmica di fondo quando questa si disaccoppia dalla materia Plasma: il plasma è un gas composto da atomi ionizzato ma, nel complesso neutro. È uno stato della materia molto frequente in astrofisica (nel Sole e nel mezzo interstellare, per esempio) Scala angolare (risoluzione angolare): ogni strumento ottico ha una risoluzione angolare, cioè una distanza angolare minima (misurata in gradi, per esempio) al di sotto della quale due oggetti diversi non sono più distinguibili ma risultano sovrapposti. Questo concetto può essere esteso a qualunque separazione angolare tra due punti di una immagine Spettro (della radiazione elettromagnetica, delle galassie): la radiazione elettromagnetica che ci raggiunge e, normalmente, dovuta alla sovrapposizione di una serie di onde di differente lunghezza.(come i colori dell arcobaleno). Separare la radiazione che ci raggiunge nelle lunghezze d onda individuale (per esempio tramite un prisma) significa determinarne lo spettro. Le galassie emettono radiazione a tante lunghezze d onda, frutto di differenti meccanismi fisici. Lo spettro di una galassia è quindi composto da una serie di righe associate a specifici elementi chimici (idrogeno, elio, calcio ecc...) e da un continuo (sia il continuo sia le righe possono essere in emissione o in assorbimento). Poichè la lunghezza d onda di una riga spettrale varia a seconda del moto relativo tra l oggetto che la emette e l osservatore (effetto Doppler), l osservazione delle righe spettrali fornisce informazioni sul moto dell oggetto. In qusto modeo Ediwn Hubble scoprì la recessione delle galassie Spettro di potenza angolare: lo spettro di potenza angolare è una rappresentazione matematica della distribuzione statistica della radiazione. Indica la quantità di segnale (potenza) che esiste ad ogni scala angolare, cioè quanta intensità di segnale esiste sommando tutte le coppie di punti che sono separati da una certa distanza angolare

5 Temperatura della radiazione: quando la radiazione è di corpo nero ( vedi corpo nero ), la radiazione può essere associata ad una temperatura univoca Vuoto quantistico: nella teoria quantistica, il vuoto non è rappresentato dall assenza di materia e di energia, bensì è un vuoto pieno, dove esistono particelle la cui vita media è così breve da non poter essere, di fatto, osservabile (confronta questo concetto, espresso in maniera un po semplificata, con il principio di indeterminazione di Heisenberg). Lo stato energetico del vuoto non è quindi nulla, ma ha un valore, diverso da zero, uno stato energetico fondamentale. Quindi al vuoto può essere associato un campo energetico. Questo campo potrebbe essere responsabile della espansione accelerata osservata al giorno d oggi nell universo

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