UNA BREVE STORIA DELL'UNIVERSO
Teorie cosmologiche alternative, big-bang, stato stazionario, prove sperimentali a favore del big-bang: radiazione cosmica di fondo, recessione delle galassie e abbondanza cosmica degli elementi. Formazione delle strutture su grande scala, delle galassie e delle stelle.

L'universo ha avuto un inizio o è sempre esistito?
Per molto tempo domanda essenzialmente filosofica e/o metafisica.
Dalla metà del nostro secolo gli scienziati hanno strumenti per tentare di studiare effettivamente il problema.

Sono emerse sostanzialmente due famiglie di teorie contrastanti:

1.  La teoria del big-bang;
   • universo evolutesi da uno stato inziale con temperature e densità elevate;
   • formazione di stelle e galassie in tempi successivi.
     
2. La teoria dello stato stazionario.
   • l'universo è sempre esistito;
   • continua creazione di materia.

EVIDENZE SPERIMENTALI A FAVORE DEL BIG-BANG

LA RADIAZIONE COSMICA DI FONDO

• Nel 1964-65 Arno Penzias e Robert Wilson, dei Bell Laboratories, scoprirono la radiazione cosmica di fondo:
  In realtà essi stavano cercando di eliminare il rumore a microonde dalla loro antenna.
  
• Il modello a stato stazionario non prevedeva alcuna radiazione di fondo e non poteva spiegarla in nessun modo plausibile;
  
• Si tratta di una radiazione che segue quasi perfettamente la forma spettrale detta di "corpo nero":
  Mano a mano che l'universo si espande si raffredda (come un gas in espansione); questo significa che l'universo nel passato doveva essere molto più caldo di quanto è attualmente.

L'ESPANSIONE DELL'UNIVERSO

• L'astronomo americano Edwin Hubble negli anni '30 osservò che tutte le galassie sembravano allontanarsi l'una dall'altra:
  L'osservazione si basava sulla misura dello spostamento verso il rosso degli spettri delle galassie.
  
• Hubble trovò una correlazione fra la velocità di recessione e la distanza delle galassie stesse. Questa relazione è nota come Legge di Hubble: v = H d
  
• Se la velocità della luce, c, è la velocità limite, oltre la distanza d=c/H non possiamo mai aver ricevuto segnali di alcun genere;
  
• Inoltre 1/H = d/v è un tempo, ed è proporzionale all'età dell'universo!

LE ABBONDANZE COSMICHE DEGLI ELEMENTI

• Nel 1938 Hans Bethe elaborò una teoria ancor oggi in gran parte valida sull'origine degli elementi chimici:
  In particolare, egli propose che in stelle come il Sole possano avvenire due reazioni di fusione: una che trasforma protoni in nuclei di elio, ed un'altra che aggiunge protoni a nuclei di carbonio per formare elementi più pesanti;
  Negli anni `50 Fred Hoyle propose una reazione che poteva produrre carbonio a partire da tre nuclei di elio.
  
• Tramite le reazioni di fusione all'interno delle stelle come il Sole si può arrivare fino al Ferro;
  
• Per formare gli altri elementi bisogna studiare le reazioni che avvengono in fenomeni esplosivi come quelli delle supernovae.
  
• Si osserva che l'universo è composto quasi totalmente da idrogeno ed elio:
  Per produrre idrogeno ed elio nelle quantità osservate è necessario ipotizzare un periodo in cui l'universo sia stato caldissimo e molto denso, il big bang;
  
• Le abbondanze cosmiche misurate sono in ottimo accordo con le abbondanze previste teoricamente, ipotizzando un big-bang ed una successiva produzione di elementi all'interno delle stelle!

CONSIDERAZIONI

Per mezzo di queste due famiglie di evidenze sperimentali la teoria del big-bang si è imposta come, al meglio delle attuali conoscenze, la più verosimile;
All'interno dello scenario generale, tuttavia, ci sono moltissime varianti;
Molti punti concettuali non sono ancora chiariti e la capacità previsionale dei vari modelli è ancora limitata.

Vediamo ora come si è svolta l'evoluzione del nostro universo in uno scenario largamente condiviso:

I PRIMI ISTANBTI

• La temperatura è dell'ordine di 10e32 Kelvin, ed il tempo 10e-43 secondi:
  Essenzialmente conosciamo pochissimo della fisica in queste condizioni;
  E' probabile che a questo punto intervengano effetti quantistici non ancora ben delineati.
  
• La fisica diventa meglio conosciuta quando la temperatura scende a 3e15 K a circa 10e-11 secondi;
  La forza di gravità e la forza forte si disaccoppiano e l'universo subisce una transizione di fase.

LA PRIMA ESPANSIONE

• Al progredire dell'espansione la densità diminuisce. Tuttavia il fenomeno avviene diversamente per la materia e la radiazione:
  La densità di materia è la massa totale diviso il volume totale. Quindi la densità di energia di massa; decresce con il cubo del raggio dell'universo;
  La densità dei fotoni è il numero totale diviso il volume totale. Anche la densità in numero dei fotoni quindi decresce con il cubo del raggio;
  Tuttavia l'energia dei fotoni decresce anche a causa dell'espansione. Di conseguenza la densità di energia dei fotoni, combinando gli effetti, decresce con la quarta potenza del raggio;
  
• Quando la densità di energia della radiazione eccede quella della massa si dice che l'universo è dominato dalla radiazione. Al contrario si dice che è dominato dalla massa;
  In ogni caso l'universo evolverà sempre verso una fase dominata dalla materia.

A 0.01 SECONDI

• Quando la temperatura è circa 100 miliardi di gradi l'universo ha un'età di circa un centesimo di secondo;
  In questa fase i costituenti dell'universo sono protoni, elettroni, neutroni e neutrini;
  La materia e l'energia sono in equilibrio termico;
  
• A circa un decimo di secondo la temperatura è scesa a 30 miliardi di gradi;
  Il rapporto protoni/neutroni è 1.6;

A CIRCA 1 SECONDO

• A tempi dell'ordine del secondo la temperatura è scesa a 10 miliardi di gradi (sempre più calda dell'interno delle stelle);
  I neutrini si disaccoppiano, vale a dire evolveranno senza apprezzabili interazioni con la materia e la radiazione;
  Il rapporto protoni/neutroni è ora circa 3;
  
• A 14 secondi la temperatura è ormai di 3 miliardi di gradi;
  Nuclei stabili non possono ancora formarsi dal momento che è ancora pieno di fotoni molto energetici.

A CIRCA 3 MINUTI

• Quando l'universo è vecchio di 3 minuti la temperatura è scesa a circa 1 miliardo di gradi;
  Il rapporto protoni/neutroni è ormai a 7;
  Le condizioni sono vicine a quelle di un interno stellare;
  
• Comincia la fusione nucleare primordiale che produrrà l'elio ed altri elementi leggeri:
  Il primo passo è la produzione di deuterio;
  Il passo successivo è una competizione fra la distruzione del deuterio e la sua fusione con altri protoni per formare elio;
  I calcoli teorici permettono di prevedere che la frazione in massa di elio nell'universo, dopo questa fase di fusione, dovrebbe essere intorno al 25%. Le osservazioni confermano questa predizione!

A CIRCA 15 MINUTI

• Ad un'età di circa 15 minuti la temperatura è ormai di "soli" un milione di gradi;
  l'universo consiste di Idrogeno, elio, vari isotopi dei precedenti elementi e tracce di litio;
  
• A questo punto possiamo cominciare a pensare alla formazione di strutture su scala più grande. Galassie, ammassi di galassie, superammassi...
  
• Quando l'universo si raffredda a sufficienza per la ricombinazione fra elettroni e protoni l'universo diventa essenzialmente trasparente;
  Ci sarà quindi una superficie di ultima interazione dalla quale i fotoni proverranno senza ulteriori interazioni. Questa è l'origine del fondo cosmico a microonde;
  La temperatura della superficie di ultimo scattering dovrebbe essere intorno ai 3000 gradi, ma a causa dell'espansione noi la misuriamo a soli circa 3K!
  La ricombinazione dovrebbe essere avvenuta quando l'universo aveva un'età pari a 100000 anni.

LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE

• Dopo la ricombinazione ci saranno piccoli addensamenti nella densità dell'universo. È attorno a questi addensamenti la materia si accumula;
  Il meccanismo esatto è ancora poco chiaro. Tuttavia pare ormai accertato che la maggior parte della materia sia sotto forma di materia oscura, cioè che sostanzialmente non emette luce;
  
• La formazione delle galassie è comunque complicata dal fatto che molti fattori possono modificare lo scenario generale proposto;
  La varia morfologia delle galassie osservate è un chiaro esempio della complessità richiesta da una descrizione dettagliata del processo.

LA STRUTTURA SU GRANDE SCALA

• A seconda delle caratteristiche fisiche della materia nell'universo sono possibili due scenari generici:
  Lo scenario che prevede che le prime strutture a formarsi siano le più grandi, gli ammassi e superammassi di galassie;
  Lo scenario che prevede che le prime strutture a formarsi siano le più piccole, gli ammassi globulari e le galassie;
  
• In entrambi i casi ci sono diversi problemi irrisolti in quanto risulta difficile rendere conto con lo stesso processo della formazione di strutture molto diverse su scale grandi e piccole.

CORRIER CERN...

Liceo Scientifico Statale A.Sabin, Bologna
                       Marco Fabbri
                          Classe VB
                    Esame di stato 2000