L'Universo

Profondo universo






Cosa è l’ universo e come è composto

L'universo è l'insieme di tutte le cose che esistono e ci circondano che vanno dall’ infinitesimamente piccolo all’ infinitesimamente grande. Comprende atomi, molecole, esseri viventi, pianeti, stelle, galassie, nubi di polvere, onde magnetiche, lo spazio, la luce e anche il tempo. All’ infuori di esso non esiste nient'altro, nemmeno lo spazio ed il tempo. Alcune teorie cosmologiche teorizzano un universo infinito mente altre affermano che l’ universo sia finito e quindi circoscritto. Nessuna ipotesi però ancora ha superato le verifiche richieste dal rigore scientifico e quindi la discussione è ancora aperta. Nessuno conosce le esatte dimensioni dell'universo, perché non siamo in grado di vederne i confini … se esistono. Tutto ciò che sappiamo è che l'universo visibile oggi ha un'estensione di almeno 93 miliardi di anni luce (un anno luce è la distanza che la luce percorre in un anno alla velocità di 300.000 chilometri al secondo e corrisponde a circa 9.000 miliardi di chilometri). Viaggiando alla velocità della luce  occorrerebbero 100.000 anni solo per attraversare la nostra galassia, la Via Lattea. Studi recenti hanno stabilito che solo il 4% dell'Universo è costituito da particelle a noi note, protoni, elettroni e nuclei che costituiscono i pianeti, le stelle e le galassie ecc.. Un altro 23% è costituito damateria oscura” (vedi Nota sotto), distribuita in modo non uniforme nella nostra galassia e lo spazio intergalattico. Il termine “materia oscura” (dark matter in inglese) è in realtà fuorviante: si dovrebbe parlare di materia trasparente o invisibile. Infatti la luce non viene riflessa o assorbita da queste misteriose quanto elusive particelle. Questo perché si ritiene che esse risentano solo della forza gravitazionale e la forza nucleare debole. Recentemente si è poi scoperto che il 73% dell'Universo è costituito da una "energia oscura", una sorta di pressione negativa che contrasta con la forza di gravità e domina l’evoluzione dell’Universo accelerandone l’espansione. Per tener conto della presenza e dell’effetto dell’energia oscura, nei calcoli astronomici, è stato introdotto un nuovo  fattore chiamato  “costante cosmologica”. Scoprire la vera natura di questa energia sarà la sfida che gli astronomi dovranno affrontare negli anni a venire. Basandoci su molte evidenze osservative si può dedurre che, su grande scala, l’universo è Isotropo in quanto la sua struttura  è uguale in tutte le direzioni. Inoltre risulta Omogeneo poiché le sue proprietà fisiche generali sono le stesse in qualsiasi punto. Il  “Principio Cosmologicodi fatto afferma che “L’universo è omogeneo ed isotropo”. Ne risulta che qualsiasi osservatore, ovunque si trovi nell’universo, vedrà sempre le stesse caratteristiche. L’universo non ha ne limiti ne centro. Infatti la legge di Hubble, come vedremo in seguito, non comporta che noi siamo il centro dell’universo ma solo che le galassie si allontanano tra loro.

Note : Già nei primi anni ’30 l’astronomo svizzero Fritz Zwicky , si rese conto per primo del problema della massa mancante. Osservando l’ammasso di galassie della costellazione della Chioma di Berenice comprese che la loro velocità era troppo alta: l’attrazione gravitazionale di tutte le stelle, pianeti e gas presente nelle galassie dell’ammasso non era sufficiente per contrastare la loro velocità e queste sarebbero dovute volar via allontanandosi tra loro. Ipotizzò quindi che ci dovesse essere dell’ulteriore materia, almeno qualche centinaio di volte più abbondante di quella visibile dal telescopio, che teneva insieme l’immensa struttura. Fu necessario attendere sino agli anni ’60 quando Louise Volders e Vera Rubin, misurarono con precisione la velocità di rotazione delle stelle delle galassie. Al tempo si riteneva che la maggior parte della massa di una galassia dovesse trovarsi nel suo centro: in analogia con i pianeti del sistema solare, le stelle   avrebbero dovuto muoversi sempre più lentamente man mano che ci si spostava nella periferia galattica. Le due astronome dimostrarono invece come la velocità rimanesse costante anche lontano dal centro galattico, segno che ci doveva essere della materia invisibile presente in tutta la galassia. Il contributo di questa materia agiva come una melassa che trascina con se tutte le stelle alla stessa velocità.Negli anni il miglioramento delle osservazioni astronomiche ha fornito ulteriori prove a favore dell’esistenza della materia oscura.

 

Nascita e sviluppo dell’ universo

L’ipotesi cosmologica attualmente più accreditata, in quanto suffragata da alcune evidenze scientifiche, è che l’Universo sia nato, circa 13,7 miliardi di anni fa da un’esplosione primordiale di un “punto” di materia di volume zero e temperatura e densità infinite (cioè da quella che in matematica viene definita una singolarità, ma che non ha senso fisico). In altre parole, tutta la materia e l’energia dell’universo erano concentrate in una piccolissima regione di spazio che,  per qualche motivo, rotto il suo equilibrio ha dato vita ad una indescrivibile esplosione.  Questa esplosione prende il nome di Big Bang, letteralmente «grande bang»(il termine “bang” viene usato nel linguaggio onomatopeico dei fumetti per indicare una esplosione), espressione usata per la prima volta dall’astronomo britannico Fred Hoylea nel 1948. Egli la usò  in senso polemico in quanto sostenitore del modello di stato stazionario o creazione continua che contrastava con le teorie che si stavano affermando, secondo le quali , l’ universo sarebbe nato a seguito di una gigantesca esplosione. La teoria del Big Bang era stata elaborata nel 1948 dallo scienziato russo George Gamow insieme a Ralph Alpher e Hans Bethe. Secondo questa teoria, subito dopo l’ esplosione, vi fu una violentissima espansione dovuta ad una grande pressione negativa. Questa fase detta d’ inflazione iniziale o inflazione cosmica  durò alcune frazioni di secondo (10-30 sec.) nei quali il raggio dell’ neonato Universo aumentò di circa un miliardo di miliardi di miliardi di volte. Subito dopo l' Universo assomigliava ad una specie di "sfera" caldissima in rapida espansione costituita solo di energia e di radiazione. Esistevano i costituenti dei nuclei e degli atomi che con neutrini e fotoni costituivano una sorta di “zuppa primordiale”. Pian piano espandendosi e raffreddandosi,  una parte della radiazione si è trasformata in materia: neutroni, protoni,neotrini e fotoni. Dopo circa un minuto dal Big Bang, i protoni e i neutroni si sono uniti per formare nuclei di idrogeno, elio e litio. In quel momento, la temperatura dell' universo era circa 10 miliardi di gradi Kelvin. In quella fase detta Epoca oscura (in inglese Dark Ages), che va da 380.000 a un miliardo di anni dopo il Big Bang,   l’Universo era composto da gas neutro e privo di elementi chimici più pesanti dell’idrogeno e dell’elio (che in astronomia vengono genericamente chiamati ‘metalli’). Elettroni e protoni vagavano liberi all’ interno di una grande nube in un caos generale che  imprigionava i fotoni e non esistevano ancora le stelle ad irradiare luce.  I nuclei degli altri atomi, come sappiamo, si sono formati successivamente, nelle reazioni di fusione nucleare che sappiamo avvenire nei nuclei delle stelle.  Dopo circa 100mila anni di espansione e di raffreddamento, gli elettroni si sono uniti ai nuclei per formare gli atomi. Successivamente  gli atomi si sono aggregati in gigantesche nubi, che dopo un miliardo di anni hanno formato le prime stelle e le prime galassie.

Ci sono tre solide evidenze scientifiche che avvallano  la teoria del big bang:

  • L’espansione dell’universo
  • La nucleosintesi primordiale
  • La radiazione di fondo a microonde

Vediamole in dettaglio.

Espansione dell’ universo

L’Universo è attualmente in espansione  e lo prova il fatto che tutte le galassie si stanno allontanando le une dalle altre. Margherita Hack faceva spesso il paragone con i canditi e l’uvetta del panettone quando la pasta lievita; si può pensare anche a dei puntini disegnati sulla superficie di un palloncino che viene gonfiato.  La scoperta di questo fenomeno risale attorno al 1920, quando Edwin  Hubble si accorse che gli spettri delle galassie osservate, erano caratterizzati da uno spostamento delle righe spettrali, del campo visibile, verso il rosso. Analogamente  all’ effetto dobbler per le onde acustiche che si allungano e si accorciano in funzione della velocità di allontanamento di una fonte sonora,  tale spostamento (redshft in inglese) era tanto più marcato quanto più la stella o la galassia risultava essere lontana, il che indicava  un moto di recessione o allontanamento maggiore per le galassie più lontane . Ne deriva che  le galassie più lontane sono quelle che si allontanano più velocemente da noi. Osservazioni più recenti e misure più precise delle distanze di lontane galassie hanno però indicato che in realtà la velocità d'espansione non va decelerando, come si riteneva, bensì accelerando, come se ci fosse una forza che si oppone alla forza di gravità e che è stata definita come “energia oscura”.

La velocità di allontanamento o recessione di una galassia cresce con la loro distanza dall’ osservatore secondo la seguente legge di Hubble :

 V = H x D

Dove V = velocità di recessione, D = distanza della galassia e H = Costante di Hubble che si determina con le osservazioni di galassie a noi più vicine delle quali sia nota la distanza. Il valore di questa costante ha subito diversi ritocchi nel tempo ed il suo valore esatto è ancora piuttosto incerto ma, la maggioranza dela comunità scientifica, oggi concorda che sia attorno a  71,9 ± 2,7 Km al secondo per ogni Megaparsec di distanza (un Megaparsec è pari a circa 3,26 x 106 anni luce). Questo significa che una galassia distante 1 Megaparsec si sta allontanando da noi ad una velocità di circa 71,9 km/ sec, mentre un'altra alla distanza di 100 Megaparsecs si sta allontanando ad una velocità 100 volte maggiore. Quindi le galassie più distanti si allontanano con velocità maggiori (come in ogni esplosione, vanno più lontani gli oggetti che hanno velocità maggiori).  Essenzialmente,  la costante di Hubble ci dà il tasso di espansione dell'Universo.

Bisogna notare che, su scale molto grandi, la teoria di Einstein prevede che il comportamento reale degli oggetti si distacchi da quello lineare previsto dalla legge di Hubble. L'entità e il tipo di questa deviazione dipendono dal valore della massa totale contenuta nell'Universo. In questo modo, un diagramma della velocità di recessione (o del redshift) delle galassie in funzione della distanza, che è una linea retta fino a distanze intermedie, ci può dare un'idea della quantità totale di materia nel Cosmo e ci può fornire informazioni cruciali sulla misteriosa "materia oscura".

La nucleosintesi primordiale

Nei primi tre minuti, quando la temperatura è circa 1 Miliardo di gradi, protoni e neutroni si legano assieme, formando i nuclei degli elementi più leggeri: il deuterio (idrogeno pesante) e l’Elio (He). Le misure delle abbondanze di questi elementi originati nella nucleosintesi primordiale sono una delle conferme per la teoria del big bang.

La radiazione di fondo a microonde

E’ una radiazione a microonde che si rileva in ogni direzione; si tratta del residuo termico del Big Bang, cioè di una radiazione emessa quando la temperatura era di 3.000 gradi Kelvin e che poi, espandendosi insieme allo spazio, è scesa a 2,7 gradi kelvin. Fu scoperta nel 1964 da Arno Penzias e Robert Wilson dei Bell Laboratory cercando l’origine di disturbi nelle trasmissioni radio. Le ultime misure sono state effettuate dal satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) lanciato dalla NASA nel 2001. WMAP ha prodotto la mappa della radiazione nell’Universo rappresentata in figura a lato.

In rosso le zone più calde, in blu quelle più fredde, con differenze di milionesimi di grado kelvin.

 

Sulla base dei dati raccolti da WMAP l’evoluzione dell’Universo dal Big Bang ad oggi può essere così rappresentato.

 

Nella figura, il tempo scorre in verticale dal basso verso l’ alto. L’ampiezza della forma a campana (in orizzontale) rappresenta l’evolversi del volume dello spazio. Il tempo e lo spazio ebbero origine dalla singolarità, che nelle prime infinitesimali frazioni di secondo subì una violentissima espansione a una velocità molto superiore a quella della luce. Questa fase definita come inflazione iniziale  iniziò 10-35  secondi dopo la nascita dell’Universo e durò dai 10-30  secondi.  Dopo circa 400.000 anni di espansione si liberò la radiazione di fondo a cui seguì un periodo di buio assoluto (epoca oscura). In seguito si formarono le prime stelle, le galassie e i pianeti.

 

La forma dell’ Universo

La vera forma dell’Universo, che è almeno a quattro dimensioni, non può essere visualizzata in modo diretto nel nostro mondo a tre dimensioni. Possiamo però parlare di geometria dello spazio, facendo riferimento ad alcune sue proprietà. Per la teoria della Relatività generale di Einstein la materia incurva lo spazio-tempo e questa curvatura, interpretata come gravitazione, condiziona i movimenti della materia.

La geometria dello spazio dipende dal fattore Ω, che è il rapporto tra densità media dell’Universo e densità minima necessaria ad arrestare l’espansione per attrazione gravitazionale (densità critica).

In dipendenza di questo fattore, secondo i modelli di Universo di Friedmann-Robertson-Walker,  lo spazio potrebbe essere: chiuso (Ω>1), aperto <1), piatto (Ω=1),.

Attualmente sembra che l’Universo sia effettivamente piatto ma  è comunque difficile determinare il valore esatto di Ω, anche a causa della materia oscura. La materia oscura non emette radiazioni elettromagnetiche (luce, onde radio, ecc.) ed è rilevabile soltanto dagli effetti gravitazionali che esercita sui corpi celesti. La sua esistenza è stata dedotta da varie osservazioni:

  • Le velocità orbitali delle stelle all’interno delle galassie è maggiore di quelle che dovrebbero avere per la legge della Gravitazione universale se la massa presente fosse soltanto quella cosiddetta “visibile”, cioè quella che emette energia in tutta la gamma elettromagnetica.
  • Si sono rilevati effetti di lente gravitazionale (vedi appendice) possibili soltanto in presenza di una massa molto superiore a quella della materia “visibile”.
  • Anche nel caso di collisione di galassie si evidenzia l’effetto gravitazionale di una massa invisibile.

Non si sa bene che cosa sia questa materia oscura; si pensa ai neutrini e alle nane nere ma per la maggior parte dovrebbe trattarsi di particelle elementari di massa notevole e scarsamente interagenti con la materia, normale denominate WIMP (Weakly Interacting Massive Particles). Sono in corso vari esperimenti per approfondirne la conoscenza.

 

Il futuro dell’ Universo

Dopo aver constatato l’espansione dell’Universo sorge quindi l’interrogativo su quello che sarà il suo futuro. L’evoluzione dipende principalmente da quella che è la curvatura dell’Universo:

Se Ω = 1 (densità dell'Universo esattamente uguale alla densità critica) l’Universo è piatto l’espansione verrà rallentata dalla gravitazione e la velocità tenderà a zero.

Se Ω > 1 (densità dell'Universo che supera la densità critica) l’Universo è chiuso e l’espansione verrà arrestata dalla gravitazione, che produrrà un collasso verso una nuova singolarità.

Se Ω < 1 (densità dell'Universo che supera la densità critica) l’Universo è aperto e l’espansione continuerà indefinitamente con un leggero rallentamento della velocità.

 

Recentemente il quadro è stato modificato dalla scoperta che l’espansione dell’Universo anziché rallentare sta accelerando. Questo ha portato alla riesumazione della costante cosmologica, ipotizzata e poi ripudiata da Einstein: si tratterebbe di una energia del vuoto che contrasta la forza gravitazionale e che è stata definita come Energia Oscura.

L’ energia oscura costituisce una parte molto rilevante del cosmo. Considerando l’equivalenza relativistica tra massa ed energia  E=mc²  l’Universo risulterebbe costituito da Energia oscura per il 72%, Materia oscura per il 23% e soltanto meno del 5% di Atomi “normali”. Tenendo conto anche dell’energia oscura, che tende ad espandere lo spazio, possiamo immaginare i seguenti scenari:

BIG CRUNCH (schiacciamento, collasso)

E’ l’evoluzione necessaria dell’ Universo chiuso: la gravitazione inverte l’espansione, spazio e materia si ricompattano fino alla singolarità. Qui potrebbe verificarsi un altro Big Bang, dando origine ad un altro Universo, magari con leggi fisiche diverse da quelle attuali.

BIG FREEZE (grande freddo)

E’ una possibile evoluzione dell’ Universo aperto o piatto: la continua espansione provoca uno stato di massima entropia in cui tutto risulta omogeneo mentre la temperatura tende allo zero assoluto. Nessun processo può più verificarsi, è la cosiddetta “Morte termica.

BIG RIP (grande strappo)

Possibile evoluzione dell’ Universo aperto: l’espansione fortemente accelerata provoca la distruzione di ogni oggetto e la disgregazione della materia in particelle elementari. Fine prevista tra 22 miliardi di anni.

BIG BOUNCE (grande rimbalzo)

Una teoria quantistica alternativa al Big crunch: la materia si ricompatta senza raggiungere la singolarità ma iniziando prima una nuova espansione. Così l’Universo sarebbe sempre esistito trasformando ma conservando materia ed energia. Molti fisici preferiscono questa visione, meno




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