E' qui di seguito riportata la traduzione di un
articolo "Une brève histoire de l'univers" della rivista scientifica
"Corriere CERN" del mesedi Marzo 2000.
UNA BREVE STORIA
DELL'UNIVERSO
NEL 1998-9 Peter Kalmus del Queen Mary and Westifield College di Londra ha
tenuto alcune conferenze su "le particelle e l'universo" davanti a un totale
di 10000 allievi delle scuole superiori in 43 luoghi diversi del Regno Unito.
I lettori del "Corriere CERN" sono a conoscenza degli aspetti della sua
conferenza relativi alla fisica delle particelle. Troveremo qui di seguito
una versione adatta della prima parte, che tratta dell'universo.
Il 3 febbraio
1987, un'esplosione un miliardo di miliardi di volte più potente di
una bomba a idrogeno è stata percepita dalla terra. Era la Supernova
1987A, la prima esplosione di una stella visibile a occhio nudo dopo quella
di Keplero nel 1604. Questa stella, distante 170000 anni luce dalla grande
nube di Magellano, aveva esaurito il suo combustibile nucleare, si era affondata
gravitazionalmente a causa del suo peso e aveva emesso in qualche secondo
cento volte l'energia prodotta dal nostro Sole nel corso della sua vita intera.
Nonostante ciò, ancora prima che un astronomo canadese avesse visto
per la prima volta la sua luce su una montagna del Chili, dei messaggeri
fantomatici chiamati neutrini erano già registrati da due immensi
rilevatori di particolari sotterranei negli Stati Uniti e in Giappone. Questi
rilevatori, comprendenti qualche migliaia di tonnellate d'acqua molto pura,
equipaggiati di numerosi fotomoltiplicatori e della loro elettronica , erano
stati costruiti con uno scopo completamente diverso. Essi dovevano verificare
se il protone è stabile o se, al contrario, subisce una lentissima
disintegrazione radioattiva . Non è stata osservata alcuna disintegrazione
di protoni ma l'avvistamento di neutrini di Supernova ha fornito dei dati
tanto sulle particelle quanto sull'affondamento satellitare e ha fornito
un'illustrazione spettacolare degli scambi tra l'astronomia e la fisica delle
particelle.
Certo è che la più grande esplosione fu il big-bang, la creazione
dell'universo, avvenuta dodici miliardi di anni fa. L'universo primordiale
era incredibile: una zuppa di particelle elementari di una densità
fenomenale dove le collisioni si producevano con l'utilizzo di una quantità
impressionante di energia: un brillante spettacolo di fuochi d'artificio.
La fisica
delle particelle attuale ci permette, in un certo senso, di ricreare in parte
le condizioni che regnavano allora nell'universo. I lettori che hanno passato
molte ore ad apprendere la storia saranno felici di vedere la storia
dell'universo presentata su un solo grafico piuttosto semplice. La temperatura,
in Kevin, lì appare in funzione del tempo, rappresentato sull'asse
delle x. Le scale sono entrambe logaritmiche. Sull'asse delle y a sinistra
appare l'energia media per particella che è proporzionale alla
temperatura. L'asse delle x dall'alto indica la densità d'energia
-massa dell'universo in unità equivalenti alla densità
dell'acqua.
Gli anelli di accumulazione LEP del CERN et Tevaron del Laboratorio Fermi
offrono delle quantità di energia di circa 100 GeV per componente
elementare (quark) e delle quantità d'energia di questo ordine erano
di 10 alla quindicesima K, all'incirca 10 alla - undici dopo il big-bang.
Le particelle costituenti, compresi i neutrini, erano in perfetto equilibrio
gli uni con gli altri. L'universo, allora come adesso, conteneva una
quantità molto maggiore di fotoni che di quark e le energie per quark
erano nettamente maggiori delle masse a riposo, di modo che l'universo poteva,
a giusto titolo, essere qualificato come "dominato dalle radiazioni".
Dilatandosi, l'universo ha stirato la lunghezza d'onda delle radiazione,
riducendo l'energia dei fotoni. La concentrazione degli oggetti elementari
si è molto ridotta. Dunque l'universo si è raffreddato. In
tanto che noi continuiamo a seguire questa storia termica, un certo numero
di eventi importanti si è prodotto ed ha portato al nostro modello
attuale
L'annullamento
Dopo qualche 10 s l'energia media è diminuita a qualche GeV e i quark
si possono combinare in androni, poi un po' più tardi in protoni stabili
e neutroni (relativamente stabili). Verso 1 s, benché la densità
sia ancora più di centinaia di migliaia di volte di quella dell'acqua,
le collisioni dei neutroni diventano rare, di modo che non sono più
in equilibrio termico con le altre particelle e che effettivamente si
disaccoppiano per sempre dal resto della materia e della radiazione. Alcuni
secondi più tardi quando l'energia scende sotto di MeV, non è
più possibile creare degli elettroni e dei positroni, di modo che
si annullino lasciando la quantità sufficiente elettroni per equilibrare
il carico dei protoni.
Una parte dei protoni e dei neutroni si combinano in deutroni in particolare
Alpha prima che la densità e la frequenza delle collisioni divenga
troppo bassa. Poi nelle ore seguenti i neutroni liberi (non legati) restanti
si disintegrano. Le abbondanze di deuterio e di elio che possiamo misurare
oggi costituiscono una sonda sensibile di condizioni regnanti a quell'epoca
e quindi del modello del big-bang. Delle tracce di isotopi di litio si sono
potute formare, ma l'assenza di un nucleo stabile di massa 5 e 8 ha impedito
la creazione di nuclei più pesanti. La nucleosintesi si produce verso
3mn.
Dopo 300000 anni, la temperatura si abbassa verso 10 k, l'energia media è
vicina di 1eV, è meno rispetto al potenziale di ionizzazione degli
atomi .
Alcuni atomi neutri di idrogeno e di elio si formano. La propagazione dei
fotoni non é più fermata dalle loro interazione frequenti con
la materia (si accoppano a particolari carichi) e l'universo fino a quel
momento opaco diventa trasparente. I fotoni si staccano quindi dalla materia.
La densità d'energia che prima si trovava maggiormente sotto forma
di radiazioni sarà ormai sotto forma di materia (e compresa la materia
nera quindi la natura non è stata ancora individuata). Eppure le
temperature - energie che appaiono sul diagramma, anche nell'era della
dominazione della materia, rappresentano quelle delle radiazioni. Dal fatto
dell'espansione dell'universo questa radiazione si è attualmente
raffreddata a 2,7K , è il fondo termico universale.
La materia stellare
La gravitazione, agendo sulle fluttuazioni della densità che si ha
recentemente scoperto sotto forma di minuscola anisotropia di radiazione
termica universale, ha formato degli insiemi di materia che diverranno più
tardi delle galassie e delle stelle. Così gli oggetti astronomici
apparirebbero finalmente nell'angolo destro in basso del diagramma. Le prime
stelle non avevano che dell'idrogeno e dell'elio. I processi di fusione e
di altre reazioni nucleari al cuore hanno creato gli altri elementi.
Le stelle, le più massicce vivevano molto meno e alcune sono esplose
nella Supernova, inquinando così il cosmo locale dei loro nuovi elementi
chimici e contribuendo al miscuglio degli elementi che sono serviti a formare
le stelle posteriori, compreso il nostro Sole e i suoi pianeti. Ogni nucleo
di carbone, o più pesante, della terra e del nostro corpo è
stato creato al centro di una qualunque stella in esplosione. Noi siamo tutti
fatti di materia stellare!
Perfino recentemente le misure cosmologiche si accordavano con il modello
di espansione dopo il Big-Bang frenati dagli effetti gravitazionali. Secondo
il valore della densità media di massa-energia dell'universo, questa
potrà mantenere una dilatazione eterna o ad una contrazione finale:
"Big Crunch". La maggior parte delle misure cosmologiche era poco precisa.
Da qualche anno le misure corrispondevano per l'universo ad un'età
un po' inferiore rispetto a quella di certe stelle, ma poiché c'era
un'incertezza sulle osservazioni, un margine di un fattore inferiore a 2
non era una gran preoccupazione.
Eppure le osservazioni si migliorarono nettamente. L'ultimo anno i risultati
di due collaborazioni mostrano che è possibile che l'espansione si
accelleri: le Supernova molto lontane sono meno luminose del previsto, questo
significherà che esse potranno essere più lontane che il
presupposto del loro scorrimento verso il rosso. Delle verifiche accurate
di queste analisi delle Supernova sono in corso e altre Supernova lontane
sono alla portata dei telescopi attuali.
Possiamo spiegare le osservazioni riferimento alla costante cosmologica di
Einstein - una specie di repulsione cosmica o di pressione del vuoto negativo
che Einstein ha più tardi considerato come "il suo più grande
errore". Delle varianti, come la "quintessenza", una quinta forza che varia
con il tempo, sono ugualmente studiate. Alla costante cosmologica corrisponde
una densità di energia che effettuava le strutture primordiali
dell'universo e quindi le disomogeneità angolari, l'anisotropia,
dell'irradiazione termica universale - il rilievo dell'universo.
Le fluttuazioni di questa irradiazione termica universale sono state misurate
con una grande precisione su dei più piccoli settori angolari, e la
loro analisi concorda nettamente meglio con le altre osservazioni, in particolare
sulle Supernova, se si aggiunge una repulsione cosmica. La densità
dell'energia associata alla costante cosmologica sembra superiore a quella
della materia. Grazie al programma Boomerang in palle, dei nuovi risultati
su queste anisotropie saranno ben presto disponibili e saranno seguiti in
qualche anno da questi delle missioni MAP della NASA e Planck dell'ESA. L'era
delle cosmologie di precisione va ben presto a cominciare e per simbiosi
con la fisica delle particelle fornirà dei risultati scientifici ancora
più appassionanti nel corso del secolo che all'inizio.
LE NUOVE SCOPERTE...
Liceo Scientifico Statale A.Sabin, Bologna
Marco Fabbri
Classe VB
Esame
di stato 2000