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senza la dovuta autorizzazione o citazione della fonte di provienienza. Pippo Panascì www.ibeans.it
Rif. “La scienza per tutti “ Robert M.Hazen – James
Trefil
Il Big
Bang
L'espansione di Hubble ha una conseguenza notevole e
inevitabile: essa richiede che l'universo abbia avuto un inizio. Se
immaginiamo di «proiettare all'indietro» il film dell'espansione attuale,
troveremo che da quindici a venti miliardi di anni fa l'universo era un singolo
punto geometrico. L'attuale espansione deve avere avuto inizio a quel tempo.
L'evento iniziale, come pure il modello generale in cui l'universo cominciò
a espandersi da un inizio molto condensato, viene
detto il big bang. Esso
rappresenta la nostra ipotesi migliore sull'origine e l'evoluzione
dell'universo.
Congelamenti
universali
L'universo ai suoi inizi era
più denso - più compresso - di oggi. Quando materia ed energia sono concentrate
in un piccolo volume, la temperatura è inevitabilmente più alta. Di conseguenza,
l'universo ai suoi primordi era molto più caldo di quanto non sia oggi. Se
risaliamo all'indietro nel tempo, possiamo riconoscere sei eventi cruciali - che
vorremmo chiamare « congelamenti» - in occasione dei quali
la
struttura dell'universo cambiò
in modo fondamentale, un po' come cambia l'acqua quando si trasforma in
ghiaccio. La comprensione di questi congelamenti è il compito principale
della cosmologia moderna.
Il congelamento più recente si
verificò quando l'universo aveva un'età di circa 500.000 anni (ossia circa
14.999.500.000 anni fa, nell'ipotesi che esso abbia 15 miliardi di anni). Dopo i
primi 500.000 anni, elettroni e nuclei si associarono in modo permanente a
formare atomi, mentre prima di quel tempo se un elettrone veniva a trovarsi
in orbita attorno a un atomo ne veniva allontanato da una collisione con
un'altra particella in rapido movimento. Prima del traguardo dei 500.000 anni
dopo il big bang, la materia esisteva sotto forma di elettroni e nuclei
separati: lo stato della materia che chiamiamo
plasma.
Muovendo a ritroso nel tempo,
il congelamento precedente fu quello occorso circa tre minuti dopo il big
bang, quando si formarono i nuclei. Prima di quest'epoca nell'universo c'erano
solo particelle elementari, e se un protone e un neutrone si fossero uniti a
formare un nucleo sarebbero stati separati violentemente dalle successive
collisioni fra particelle. Dopo i primi tre minuti i nuclei poterono
restare stabili (anche se, per ragioni di cui ci occuperemo fra poco, nel big
bang si formarono solo i nuclei fino all'elio e allitio: tutti gli altri
elementi furono prodotti in seguito nelle stelle).
Procedendo ancora a ritroso, da
tre minuti a circa dieci milionesimi di secondo, l'universo era una massa
formicolante di particelle elementari: protoni, neutroni, elettroni e tutto
il resto dello zoo delle particelle. A dieci milionesimi di secondo
l'universo si era raffreddato abbastanza da permettere ai quark di unirsi
assieme a formare le particelle elementari. Prima di questo tempo c'erano solo
leptoni e quark, e dopo di esso ci furono i leptoni e l'intero mare di
particelle elementari che sono contenute nel nucleo.
Il primo
decimiliardesimo di secondo
Da quando l'universo raggiunse
l'età di dieci milionesimi di secondo in poi, i grandi congelamenti implicarono
mutamenti nello stato fondamentale della materia. Prima di quel tempo ci
furono altri tre congelamenti, ognuno dei quali implicò forze anziché materia.
Quando i quark «si congelarono» a formare le particelle elementari, le
forze che agivano nell'universo erano molto simili a come possiamo
osservarle oggi. C'erano quattro forze distinte: forte,
elettromagnetica, debole e gravitazionale. Ma prima di allora nella storia
dell'universo, quando la temperatura era più calda, alcune di queste forze, o
forse tutte, dovevano essere unificate. Una a una, esse si fondono assieme
mentre procediamo a ritroso nel tempo finché, al primissimo inizio, c'era una
sola forza che abbracciava tutto.
La tavola cronologica per
l'unificazione delle forze, secondo le nostre teorizzazioni attuali è la
seguente:
1/10.000.000.000 di secondo: le
forze debole ed elettromagnetica si unificano in una forza detta
elettrodebole. Le temperature dell'universo a quest'epoca possono essere
riprodotte sulla Terra nei grandi acceleratori. Noi possiamo avere quindi
una certa fiducia nella nostra comprensione dell'uni
verso da un decimiliardesimo di
secondo a oggi, poiché pos
siamo verificare in laboratorio
le nostre teorie su ciò che accadde.
1/1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 (o
10-33)
di secondo: la forza forte si
unifica con la forza elettrodebole, lasciando isolata solo la gravità. Durante
questo congelamento accaddero altri due eventi importanti: l'intero
universo si espanse rapidamente da qualcosa di più piccolo di una
particella elementare a qualcosa di grande come un pompelmo (un processo
noto come «inflazione») e l'antimateria cominciò a sparire, annullandosi
con la materia per produrre radiazione. Le Grandi Teorie Unificate che
descrivono questo congelamento fanno predizioni su esperimenti di
laboratorio e possono perciò essere verificate. I risultati di questi test
non sono stati finora conclusivi.
1/1 0.000.000.000.000.000.
000.000.000.000.000.000.000.00
0.000 (ossia 10-43) di secondo:
noto come il tempo di Planck (da Max Planck, uno dei fondatori della meccanica
quanti
stica), questo tempo segna
l'unificazione suprema. Dal big
bangfino a questo istante,
tutte le quattro forze dell'universo erano unificate, e le
cose furono così belle e
semplici ed eleganti come più non si sarebbe potuto.
Le particelle della materia
nella sua forma più fondamentale interagivano fra loro attraverso il mezzo di
una singola forza unificata. Da allora tutto è andato
declinando.
La radiazione cosmica di fondo
nelle microonde
In qualsiasi direzione
osserviamo dalla Terra, piove verso di noi la radiazione nelle microonde
proveniente dallo spazio cosmico. Questa radiazione, scoperta nel 1964,
costituisce la prima grande verifica del big bang. La ragione è questa: ogni
oggetto emette radiazione, e il tipo di radiazione dipende dalla sua
temperatura. Il nostro corpo, per esempio, emette radiazione infrarossa perché
ha una temperatura di quasi 37 cC. Se l'universo ha avuto inizio da uno stato
caldissimo ed è andato continuamente espandendosi e raffreddandosi da
allora, dovrebbe avere oggi una temperatura di circa tre
gradi
privi di stelle, simili a
deserti. Questi vuoti, che possono avere un diametro di milioni di anni-luce,
rimasero totalmente sconosciuti sino all'inizio degli anni ottanta, quando
tecniche moderne di analisi dei dati permisero agli astronomi di
evidenziare le aree vuote nonostante che la luce di galassie poste dietro
di esse splendesse attraverso queste regioni raggiungendo la
Terra.
Il modo migliore per
visualizzare il nostro quadro attuale dell'universo è quello di immaginare di
tagliare delle sezioni in una schiuma di sapone. Si vedrebbero allora una serie
di bolle vuote circondate ciascuna da una sottile lamina di
ac
qua saponata. Se sostituiamo la
lamina con superammassi e le bolle con i vuoti, abbiamo un'immagine
dell'universo.
L'ultima
frontiera
Il compito principale che la
presente generazione di cosmologi si trova ad affrontare è quello di
trovare le leggi che governarono la prima frazione di secondo del big bang;
questo compito è soggetto al vincolo formidabile che quelle leggi devono
produrre un universo in cui la materia è raggruppata in galassie, e le galassie
sono raccolte in superammassi separati da vuoti, ma in cui la radiazione
cosmica di fondo nelle microonde è uguale in qualsiasi direzione si osservi.
Trovare una tale teoria non è affatto un compito semplice, e molti scienziati
brillanti ci hanno tentato invano. Pare quasi che, quanto più impariamo sulla
struttura dell'universo, tanto più difficile diventi far combinare tutti i
pezzi. Alcuni scienziati sono stati indotti da questa situazione a sperare che
quando avremo trovato finalmente una teoria funzionante, essa sia anche l'unica
teoria in grado di spiegare ogni cosa: che sia cioè l'attesa Teoria di
Tutto
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