L’UNIVERSO: struttura ed
evoluzione

La struttura dell’Universo

Il Big Bang

Problemi aperti
LA
STRUTTURA
DELL’UNIVERSO
La struttura dell’Universo
Le galassie si presentato in genere riunite in gruppi di
alcune decine, in ammassi con migliaia di componenti i
quali fanno parte di strutture ancora più grandi, dette
superammassi, composte da dozzine di ammassi e
disposte a formare lunghi filamenti.
Recenti osservazioni danno per l’Universo una
struttura a “schiuma” formata da bolle vuote sulle cui
pareti si dispongono i filamenti dei superammassi.
GRANDE NUBE
DI MAGELLANO
PICCOLA NUBE
DI MAGELLANO
LA GALASSIA DI ANDROMEDA
Con le due galassie satellite M32 sopra, M110 sotto
LA GALASSIA DEL
TRIANGOLO M33
Moti della Terra
Il moto proprio del Gruppo
Locale è
sovrapposto a
moti relativi su scala più
piccola.
Un osservatore sulla Terra
deve effettuare correzioni
per il moto di rivoluzione
del pianeta intorno al Sole,
alla velocità di 30 km/s (a),
per il moto del sistema
solare intorno al centro
della Via Lattea, alla
velocità di 230 km/s (b), e
infine pr il moto di
avvicinamento della Via
Lattea stessa alla galassia
di Andromeda alla velocità
di 40 km/s (c).
Contemporaneamente,
l'intero Gruppo Locale si
sta spostando alla velocità
di 600 km/s.
L’attrazione dell’ammasso
della Vergine può spiegare
una delle componenti del moto, ma un'altra, di entità maggiore, è diretta verso il superammasso in IdraCentauro, che è a sua volta in movimento. Alcuni risultati inducono a credere che il Gruppo Locale, l'ammasso
della Vergine e il superammasso in Idra-Centauro (e molte altre galassie) siano sottoposti all'attrazione
gravitazionale di una vasta concentrazione di galassie, il Grande Attrattore, posta a distanza circa doppia di
quella del superammasso.
La struttura dell’Universo
Esistono diversi tipi di ammassi: i più ricchi e densi
hanno forma tondeggiante, quelli meno numerosi hanno
forma appiattita ed irregolare.
La struttura
dell’Universo
Sovrapposizione di 342
esposizioni da parte di HST tra
il 18 e il 28 dicembre 1995.
L’immagine mostra circa 1.500
galassie nelle profondità
dell’Universo
e ricopre una
zona di cielo pari
a quella che
copre 1 eurocent
a circa 20 m di
distanza in
direzione
dell’Orsa
Maggiore.
La struttura dell’Universo
La struttura dell’Universo
La struttura dell’Universo
La distribuzione in gruppi, ammassi e superammassi delle galassie
porta con sé informazioni sull'Universo primordiale.
Se la distribuzione della materia nella fase precedente alla
formazione delle galassie era uniforme, come lasciavano
intendere i primi dati del satellite COBE, per avere la struttura
attuale sarebbe stato necessario un tempo maggiore dell’età
stimata per l’Universo.
Misure più recenti della distribuzione della Radiazione Cosmica di
Fondo hanno evidenziato delle strutture iniziali che giustificano
la struttura attualmente osservata.
La struttura dell’Universo
Immagine del
satellite COBE
inizio anni ‘90
Immagine satellite WMAP
(Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe) inizio
2003
Distribuzione della materia oscura
Per realizzare questa simulazione sono state prese in
considerazione 200.000 galassie
LA DETERMINAZIONE DELLE
DISTANZE
La determinazione delle distanze
Agli inizi del 1900 ancora non si conosceva nulla sulla struttura dell’Universo, era
addirittura ancora aperto il dibattito sulla natura della nebulose.
Una scoperta fondamentale è legata ad Henrietta Swan Leavitt che scoprì la
relazione periodo-luminosità delle variabili cefeidi e ciò ha permesso di effettuare
misure della distanza di galassie attraverso misure indirette.
Questi metodi si basano sulla individuazione di oggetti celesti appartenenti alle
galassie stesse per i quali si ritiene di conoscere con discreta precisione la
magnitudine assoluta M. Misurata da Terra la magnitudine relativa m per
determinare la distanza è possibile applicare la relazione:
d  10
 m M 5 
5
La determinazione delle distanze
Questi oggetti sono detti anche indicatori di distanza cosmologici o
anche candele standard.
Si usa classificare gli indicatori in tre fasce: indicatori primari,
secondari e terziari.
Gli indicatori primari vengono utilizzati per misurare le distanze degli
oggetti fuori della nostra galassia, la cui magnitudine può essere fissata
attraverso l’osservazione degli oggetti della nostra galassia.
I secondari sono quelli che per la calibrazione dipendono dalla
conoscenza della distanza di galassie vicine misurata attraverso gli
indicatori primari.
I terziari sono quelli che per la calibrazione dipendono dalla conoscenza
della distanza di oggetti (galassie) misurata attraverso gli indicatori
secondari.
Gli indicatori primari permettono stime di distanza fino a 30 Mpc, quelli
secondari e terziari permettono misure da 0,2 Mpc a 1000 Mpc e oltre.
La determinazione delle distanze
Altri indicatori primari sono:
le variabili RR Lyrae;
le stelle novae;
le variabili tipo Mira.
Gli indicatori secondari più utilizzati sono:
la luminosità delle stelle più brillanti delle galassie;
le più brillanti regioni di idrogeno ionizzato (regioni HII);
la distribuzione di luminosità degli ammassi globulari;
la relazione di Tully-Fisher: viene sfruttata la relazione tra l’intensità della
riga a 21 cm emessa dall’idrogeno neutro e la magnitudine assoluta della galassia;
la correlazione tra colore e luminosità delle galassie.
Gli indicatori terziari sono:
la luminosità delle galassie spirali;
la dimensione delle galassie spirali e la correlazione con la luminosità
la luminosità totale delle galassie più brillanti.
La determinazione delle distanze
Gli indicatori primari
Tra gli indicatori primari più significativi e affidabili ci sono le stelle
variabili cefeidi, stelle variabili molto luminose, per le quali esiste una
relazione tra il periodo di variazione della luminosità (P) e la magnitudine
assoluta (M).
Oggi la migliore stima della relazione è data da:
M = -2,78·log(P) – 1,35.
Il telescopio spaziale Hubble ha consentito di stimare distanze fino a 30
Mpc.
Altri indicatori primari sono le supernovae che raggiungono luminosità
assolute più elevate delle cefeidi e quindi possono essere viste anche a
grandissime distanze.
Analizzando le supernovae finora individuate è stato possibile stimare
distanze fino a 100 Mpc.
IL BIG BANG
Il Big Bang,
letteralmente
il Grande Botto,
è il fenomeno che ha
dato inizio all’Universo.
Come nasce
l’idea del
Big Bang
A seguito della rivoluzione copernicana, con gli studi
di Keplero e Newton e le osservazioni di Galileo ed
altri si giunge al concetto di
Universo infinitamente grande,
popolato da un numero infinito di
stelle.
. . . ma . . .
Consideriamo una stella.
Essa emette, in ogni secondo, una quantità
di energia E in tutte le direzioni.
Dopo un tempo Dt tale energia si è
distribuita sulla superficie di una sfera
di raggio r = cDt.
Ogni unità di superficie di tale sfera
riceverà una parte di energia pari a
E
4r 2
Supponiamo che la Terra, di raggio R, disti r dalla stella . . .
. . . la Terra riceve, in un secondo,
una quantità di energia pari a
E
R 
2
4R  E  
2
4r
r 


2
Se l’Universo è infinitamente grande,
possiamo pensare di dividerlo in
infinite sfere concentriche con la
Terra al centro.
Ognuna di queste sfere ha uno
spessore d1, d2, d3, . . ., dn, . . .
Se le stelle nell’Universo sono uniformemente distribuite, possiamo
supporre che ce ne siano N ogni unità di volume.
Un guscio sferico di spessore d alla distanza r dalla Terra conterrà
circa 4r2dN stelle.
Da tale guscio arriverà sulla Terra una quantità di energia pari a
2
R 
E   4r 2dN  4ER 2dN
r 


Sommando l’energia che viene da ogni guscio si ottiene
4ER 2d1N  4ER 2d2N  4ER 2d2N  ... 
 4ER 2N d1  d2  d3  ...  
. . . La quantità di energia che arriverebbe sulla Terra dovrebbe essere
infinita.
Evidentemente non è così !
Perché ?
Nessuna delle idee proposte riuscì a spiegare questo paradosso
(proposto da Olbers nel 1831).
Ma . . .
Verso la fine del 1800 primi del 1900 vennero fatte alcune importanti
scoperte.
Alcune stelle variabili (le cefeidi) hanno il periodo di variazione legato
alla magnitudine assoluta.
Negli oggetti celesti sono
osservabili delle righe
spettrali caratteristiche degli
elementi chimici noti sulla
Terra
Nel 1912 si scoprì che le
galassie presentano uno
spostamento verso il rosso
(red shift) delle righe
spettrali.
La legge di Hubble
Intorno al 1920 Hubble riuscì a distinguere stelle Cefeidi di alcune
galassie e ne determinò la distanza scoprendo che erano
extragalattiche.
Nel 1929 propose di interpretare lo spostamento verso il rosso come
effetto Doppler; mettendo in relazione la distanza d (determinata col
metodo delle Cefeidi) e la velocità radiale v (determinata con lo
spostamento verso il rosso).
Trovò la seguente legge (Legge di Hubble):
v = H0  d,
dove H0 è una costante detta costante di Hubble.
La legge di Hubble
Ciò indusse Hubble alla conclusione fondamentale per lo studio
dell’Universo:
l'Universo si espande
Inizialmente Hubble stimo, H0 = 520 km/s per Mpc,
cioè una galassia che si trova a 1 Mpc da noi,
si allontana alla velocità di 520 km/s.
La legge di Hubble
Attualmente per il valore di H0 si hanno diverse
stime, quasi tutte comprese tra i valori di 50 km/s
per Mpc e 100 km/s per Mpc.
Il valore che oggi è ritenuto più vicino al vero è H0
= 71 km/s per Mpc (WMAP).
L’origine e
l’evoluzione
dell’Universo
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
L’Universo è tenuto insieme dalla forza di gravità.
In una memoria pubblicata nel 1917 Einstein richiese che la
struttura dell'Universo non fosse data a priori ma
scaturisse come soluzione dalle sue equazioni.
Non essendo ancora nota l’espansione dell’Universo, egli
impose che la soluzione descrivesse la distribuzione media
della materia nell'Universo e dovesse essere omogenea e
isotropa sia nello spazio che nel tempo.
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Principi cosmologici
Esistono due versioni di tale principio:
il principio cosmologico
su grandi scale l'Universo è con buona approssimazione
omogeneo ed isotropo, non vi sono cioè posizioni o direzioni
privilegiate
il principio cosmologico perfetto
su grandi scale l'Universo è con buona approssimazione
omogeneo ed isotropo in ogni istante
ovvero, l’omogeneità e l’isotropia siano le stesse anche nel tempo.
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman
Nel 1929 Alexander Alexandrovich Friedman dimostrò che adottando il
principio cosmologico esistevano delle soluzioni delle equazioni della
Relatività Generale che presentavano un nuovo aspetto.
L'Universo doveva evolversi nel tempo
Nella soluzione di Friedman l'Universo deve:
o avere avuto un'origine da una singolarità;
o collassare verso una singolarità;
o soddisfare entrambe le situazioni.
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman
I modelli di Friedman descrivono tre possibili scenari
di evoluzione dell’Universo e fondamentale è il valore
attuale della densità della materia nell’Universo, 0 e il
suo rapporto con la densità critica C.
3H
C 
8G
2
0
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman
Se 0 > C, l’Universo si espanderà fino a raggiungere un raggio massimo Rmax dopo di
che il moto si inverte fino a diventare un collasso. Si ha quindi un Universo chiuso e
oscillante.
Se 0 = C , l’Universo si espanderà fino all'infinito, ma con una velocità che tenderà
a 0.
Se 0 < C , le galassie tenderanno ad allontanarsi sempre più, anche quando
l’Universo sarà infinitamente grande e diluito.
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman
Rispetto a cosa si espande l'Universo? e quando è iniziata questa espansione ?
Consideriamo lo spazio come una fettuccia elastica sulla quale sono fissati, a
varie distanze, dei segni a simulare la posizione delle galassie.
Tendendo l'elastico per gli estremi, le distanze tra questi segni aumentano,
infatti, se ne prendiamo in considerazione uno allora le distanze degli altri
aumentano.
Se cambiamo il punto di riferimento si ha ancora che le distanze dei segni dal
nuovo riferimento aumentano.
In conclusione non esiste un segno privilegiato rispetto al quale gli altri si
muovono, ma tutti vedono gli altri segni allontanarsi.
Si può dimostrare che ognuno vede gli altri segni muoversi con la stessa legge.
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman
La costante di Hubble ha le dimensioni dell’inverso di un
tempo, quindi t = 1/H0 ha le dimensioni di un tempo e viene
detto tempo di Hubble.
Si ha:
1010 anni < t < 21010 anni.
In tutti i modelli l’età dell'Universo è inferiore a t.
Se H0 = 71 km/s per Mpc
t = 1,371010 anni.
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Il modello del Big Bang
Intorno al 1940 George Gamow pose le basi per il modello Big Bang.
Comprese che risalendo indietro nel tempo la materia dell'Universo
sarebbe stata più compressa e molto calda tanto da poter realizzare le
condizioni per la sintesi dei nuclei atomici pesanti.
Calcolò come tale sintesi potesse avvenire a partire dal nucleo
dell'atomo di idrogeno.
Scoprì che solo l'elio si forma in un tempo sufficientemente rapido da
poter essere prodotto in grande quantità nei primi istanti
dell'Universo.
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Il modello del Big Bang
Fred Hoyle, sostenitore della teoria dello stato stazionario, dimostrò
che gli elementi più pesanti dell’elio potevano formarsi all’interno delle
stelle.
La prova decisiva per la teoria del Big Bang fu la scoperta nel 1965 da
parte di Penzias e Wilson della radiazione cosmica di fondo, un
“rumore” proveniente da tutte le parti del cosmo e che rappresenta il
resto del big bang.
Questa radiazione ha un’emissione tipica di un corpo nero a 2,7 K.
Le odierne teorie sulle particelle elementari ci permettono di
realizzare un quadro ragionevole sui primi istanti dell’Universo.
FERMIONI
I fermioni sono le particelle che costituiscono la materia presente
nell'Universo.
I fermioni si dividono in leptoni e quark a seconda se sono o no soggetti alla
forza forte.
Leptoni
Quark
Prima
generazione
Elettrone
Neutrino
Up
Down
Seconda
generazione
Mu
Neutrino mu
Charm
Strange
Terza
generazione
Tau
Neutrino tau
Top
Bottom
BOSONI
I bosoni sono le particelle responsabili delle interazioni. Quando una
particella materiale emette un bosone modifica il suo stato e determina una
modifica anche dello stato di una seconda particella materiale che assorbe
il bosone; in questo modo tra le due particelle si è avuta una interazione.
I bosoni sono :
PARTICELLA
INTERAZIONE
Gluoni
Forte
Bosoni vettoriali
(elettrodeboli)
Debole
Fotone
Elettromagnetica
Gravitone
Gravitazionale
L’origine e l’evoluzione
dell’Universo
Il modello del Big Bang
Storia dell’Universo
Tempo
cosmico
Temperatura
Energia
per
particella
Eventi
0s
Avviene il big bang. Può darsi che la singolarità
fosse un punto; certamente l’Universo era molto
piccolo. Da questo momento esso inizia a
espandersi. Probabilmente l’energia totale era (ed
è) nulla.
10-43 s
È il cosiddetto tempo di Planck.
Può essere considerato come il tempo in cui
vengono create le particelle.
Si conosce poco di quanto è successo prima di
questo istante. Se i modelli sulle teorie di
unificazione sono validi, in quel periodo doveva
esistere un’unica superforza che comprendeva
anche la forza di gravità. Doveva esistere solo un
tipo di particella che decade in bosoni e fermioni e
che li converte continuamente gli uni negli altri
cosicché non esiste una reale differenza tra di
essi.
L’interazione gravitazionale di differenzia dalla
forza grandunificata (GTU).
5·1031 K
6·1018 Gev
Storia dell’Universo
Tempo
cosmico
10-35 s
Temperatura
5·1027 K
Energia
per
particella
Eventi
6·1014 Gev
Termina l’unificazione dell’interazione forte con
quella elettrodebole.
Prima di questo istante è l’era della GTU, se i quark
e i leptoni sono veramente i costituenti ultimi della
materia, si può pensare l’Universo come un gas
(alcuni parlano di zuppa) formato di quark, leptoni,
antiquark, antileptoni e bosoni X.
Le particelle X sarebbero i bosoni intermedi
mediatori della forza di Grande Unificazione
(GTU). L’Universo aveva dimensioni molto piccole e
densità di materia molto elevata.
Si può pensare che prima di questo istante
esistesse un solo tipo di materia (il lepto-quark) e
una sola forza, la forza Grandunificata.
Storia dell’Universo
Tempo
cosmico
10-10 s
Temperatura
1,5·1015 K
Energia
per
particella
Eventi
200 Gev
Termina l’unificazione della forza elettromagnetica
con quella debole.
Prima di questo istante sono scomparte le
particelle X, e i quark e i leptoni hanno una loro
identità individuale e non possono più convertirsi gli
uni negli altri. Sono presenti quark (ancora liberi),
leptoni, fotoni, neutrini, W±, Z0 e gluoni.
Da quest'istante la forza debole e quella
elettromagnetica sono diverse l’una dall’altra e
nell’Universo ci sono le quattro interazioni così
come le vediamo oggi.
Storia dell’Universo
Tempo
cosmico
10-4 s
Temperatura
1,5·1012 K
Energia
per
particella
Eventi
200 Mev
Avviene l’annichilazione protone-antiprotone.
Prima di questo istante avviene il confinamento dei
quark per formare barioni e mesoni.
Come risultato dell’annichilazione protoneantiprotone e di quella elettrone-positrone (che
avverrà in un secondo momento) si ha la scomparsa
dell’antimateria, lasciando un numero
(relativamente limitato) di protoni ed elettroni.
Storia dell’Universo
Tempo
cosmico
30 minuti
Temperatura
3·108 K
Energia
per
particella
Eventi
40 kev
Avviene la nucleosintesi di elio e deuterio.
Precedentemente, a 1,1 s, l’energia media dei
neutrini è diminuita e questi non interagiscono più
con il resto della materia diventando indipendenti.
A 14 s avviene l’annichilazione delle coppie e+ e e
contemporaneamente si ha un aumento del numero
di fotoni. Inizia l’era della radiazione.
L’Universo contiene ora fotoni e neutrini.
Sono presenti (relativamente) piccole quantità di
materia, composta in peso per il 24% di elio e per il
76% di protoni. Non ci sono quasi più neutroni
liberi.
Si dice che inizia l’era della materia (prosegue fino
a oggi).
Non si possono ancora formare gli atomi: ogni volta
che un protone cattura un elettrone e forma un
atomo di idrogeno, poco dopo avviene una collisione
con un fotone che rompe l’atomo.
Storia dell’Universo
Tempo
cosmico
3·105 anni
Temperatura
4.000 K
Energia
per
particella
Eventi
0,5 eV
È il momento della formazione degli atomi.
L’energia dei fotoni è diventata così bassa che essi
non sono più in grado di distruggere gli atomi che si
vanno formando.
Gli elettroni si uniscono ai protoni formando atomi
di idrogeno; i nuclei di elio con gli elettroni
formano atomi di elio.
L’Universo diventa trasparente alla radiazione
elettromagnetica, che da questo momento si
disaccoppia dalla materia e ha vita autonoma. Un
fotone interagisce con una carica elettrica, quale
quella dell’elettrone, ma interagisce molto poco con
un atomo neutro. Un elettrone che si unisce a un
protone per formare un atomo di idrogeno non
avverte quasi più i fotoni e interagisce
principalmente con il campo elettrico del protone.
È questo l’istante in cui viene emessa quell’energia
che oggi vediamo come radiazione di fondo.
Storia dell’Universo
Tempo
cosmico
109 anni
Temperatura
Energia
per
particella
Eventi
Formazione delle galassie.
Si formano galassie e ammassi di galassie, poi le
prime stelle. Per qualche motivo si erano create
delle disomogeneità spaziali nella distribuzione
della materia, cioè nella distribuzione spaziale del
numero di atomi.
Si formano nubi di materia (protogalassie e
protostelle).
Circa 5 miliardi di anni fa si è formata la nube
stellare dalla quale, per contrazione gravitazionale,
nasceranno il nostro Sole e i suoi pianeti, fra i quali
la Terra. Il materiale raccolto dalla nostra nube
contiene in prevalenza idrogeno ed elio, cioè il
materiale prodotto all’inizio dell’Universo. Sono
presenti però anche quantità importanti di
materiali come il ferro, sintetizzati in precedenza
in una stella massiccia che poi è esplosa.
Storia dell’Universo
Tempo
cosmico
1,5·1010 anni
Temperatura
2,7 K
Energia
per
particella
Eventi
Oggi.
Circa un milione di anni fa si sviluppa l’homo sapiens
che successivamente inizia a domandarsi come è
fatto l’Universo.
I risultati della sonda WMAP ci danno oggi un
quadro dell’Universo di questo tipo:
la prima generazione di stelle che ha brillato nell’universo ha preso vita 200
milioni di anni dopo il Big Bang
l’età dell’Universo è 13,7 miliardi di anno con un errore dell’ 1%
la teroria del Big Bang e dell’inflazione continuano a mostrarsi vere
il contenuto dell’Universo include un 4% di atomi (materia ordinaria), un 23% di
uno sconosciuto tipo di materia oscura ed un 73% di una misteriosa “energia oscura”
che agisce come una sorta di antigravità.
[Anne Kinney direttore della NASA per l’Astronomia e la Fisica]
PROBLEMI
APERTI
Problemi aperti
I costituenti dell’Universo
energia
oscura
73%
materia
ord.
4%
materia
oscura
23%
Cos’è la materia oscura?, cos’è l’energia oscura?
Problemi aperti
L’omogeneità della radiazione cosmica di fondo
La misura della radiazione cosmica di fondo ha dimostrato che essa è molto
omogenea e ciò comporta alcune difficoltà.
Per prima cosa non è possibile che diverse zone dell'Universo abbiano avuto il tempo
di “scambiarsi” informazioni e quindi non hanno potuto assumere valori di densità,
pressione e temperatura comuni.
Il tempo per scambiare informazioni è quello impiegato dalla luce per viaggiare da
una regione a un'altra.
Consideriamo due regioni distanti da noi 10 miliardi di anni luce, in direzioni opposte,
e cioè alla distanza tra loro di 20 miliardi di anni luce; la luce partita da una di esse
non ha fatto in tempo a raggiungere l’altra.
Segue che ogni parte dell'Universo si sarebbe dovuta evolvere in maniera
indipendente conservando la propria identità e senza mescolarsi col resto. Oggi
dovremmo vedere delle grandi differenze guardando in direzioni opposte di cielo
mentre vediamo invece una grande uniformità.
Problemi aperti
Teoria dell’Universo inflazionario
Una teoria che ha cercato di dare una risposta a questi problemi è la cosiddetta
teoria dell'Universo inflazionario.
Si fa uso di conoscenze di fisica delle particelle e di idee derivanti dai tentativi di
unificare tutte le quattro forze fondamentali della natura.
Si suppone che l'Universo, appena dopo il big bang, abbia subito una fase di “superespansione”, durata una minuscola frazione di secondo, in cui le dimensioni
dell'Universo sono aumentate in un modo eccezionale.
Problemi aperti
Teoria dell’Universo inflazionario
Immaginiamo l'Universo neonato come un insieme di piccole sferette di dimensioni
uguali alla distanza che la luce ha percorso dal big bang.
Ogni sferetta è diversa dalle altre, ma una singola sferetta è omogenea e uniforme,
perché è così piccola che la luce ha avuto il tempo di attraversarla.
Supponiamo adesso che una di queste sferette si super-espanda ad un ritmo
maggiore di quello della luce (questo non è in contraddizione con la teoria della
relatività, che proibisce ai segnali di avere velocità più grandi di quelle della luce).
Alla fine del processo l'espansione torna al ritmo normale previsto dal big
bang classico.
Quella che una volta era la minuscola sferetta potrebbe essere adesso il nostro
Universo. A noi quindi sembra che zone diverse del cosmo non siano mai state in
comunicazione tra loro, secondo la teoria dell'inflazione per un tempo infinitesimo,
poco dopo il big bang, le varie regioni dell’Universo si sono “parlate”, accordandosi
sui valori di densità, pressione e temperatura da assumere.
La teoria dell'Universo inflazionario risolve anche il problema di come mai la
densità media dell'Universo sia così vicina a quella critica.
Problemi aperti
Principio antropico
Negli ultimi anni si è andata affermando l'idea che il solo fatto della nostra
esistenza implica che le costanti fondamentali della natura non possono avere dei
valori molto diversi da quelli misurati.
Se ad esempio la costante di gravitazione G fosse appena più grande la gravità
sarebbe più forte, e nelle stelle non ci potrebbe essere equilibrio tra la gravità e la
pressione delle reazioni termonucleari: esse collasserebbero fino a formare dei
buchi neri.
Se al contrario G fosse più piccola, non sarebbe stata possibile l’aggregazione della
materia primordiale per formare le galassie.
Per ognuna delle costanti della natura si potrebbe ripetere un ragionamento analogo
e il risultato sarebbe sempre che l'Universo quale noi lo conosciamo, e che ha
permesso l'origine delle stelle, dei pianeti e della vita, dipende in maniera
estremamente sensibile dall'esatto valore di queste costanti.
Questo è il principio antropico.
Problemi aperti
Principio antropico
Recentemente sono state proposte tre soluzioni al problema di spiegare perché il
valore delle costanti fisiche è così ben accordato con le nostre esigenze umane:
1) La natura ha scelto questi valori delle costanti delle leggi fisiche per puro caso.
Avrebbe potuto scegliere altri valori, ma è capitato che le costanti fossero proprio
quelle giuste per lo sviluppo di forme intelligenti di vita.
2) C'è un Dio che ha deliberatamente scelto questi, e non altri, valori delle costanti
fisiche in maniera da permettere lo sviluppo della vita.
3) Il nostro Universo non è l'unico, esistono altri infiniti Universi in cui le costanti
fisiche sono diverse e nella stragrande maggioranza di essi non esistono le
condizioni adatte allo sviluppo della vita.
È evidente la difficoltà nell’accettare una a l’altra delle soluzioni.
FINE
L’origine e l’evoluzione dell’Universo
La teoria dello stato stazionario
La teoria nacque intorno al 1940 tenendo conto dell’espansione dell’Universo e
del principio cosmologico perfetto.
Gli autori furono Hoyle, Bondi e Gold.
La teoria prevede che man mano che l’Universo si espande la materia che lascia
un certo volume di spazio viene sostituita da altra materia creata dal nulla.
Facendo i calcoli si ricava che si dovrebbe avere la creazione di un protone per
m3 ogni miliardo di anni.
Pur essendo estremamente piccolo, questo tasso di creazione deve essere
spiegato nel contesto della fisica; è anche vero che il principio di conservazione
della massa (o, che è lo stesso, dell'energia) non è mai stato verificato con
tanta precisione da poter escludere questa creazione.