Big Bang

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Universo
Big bang manifold (it).png
Struttura a grande scala dell'universo
Singolarità gravitazionale
Inflazione cosmica
Varianza cosmica
Universo di de Sitter
« L'essenza della teoria del Big Bang sta nel fatto che l'Universo si sta espandendo e raffreddando. Lei noterà che non ho detto nulla riguardo ad una "esplosione". La teoria del Big Bang descrive come il nostro universo evolve, non come esso iniziò »
(P. J. E. Peebles, 2001[1])

Il Big Bang è il modello cosmologico riguardante lo sviluppo e l'espansione dell'universo predominante nella comunità scientifica e ha conferme dal punto di vista delle prove e delle osservazioni.[2]

Con il termine Big Bang i cosmologi si riferiscono generalmente all'idea che l'universo iniziò ad espandersi a partire da una condizione iniziale estremamente calda e densa e che questo processo di espansione sia durato per un intervallo di tempo finito e continua tuttora.

Le prime ipotesi di una teoria che prevedesse l'espansione del cosmo furono formulate dal gesuita Georges Lemaître con quella che chiamò "ipotesi dell'atomo primitivo", che si basa sulle equazioni della relatività generale di Albert Einstein nella formulazione proposta da Alexander Fridmann e su ipotesi semplificatrici, come l'omogeneità e l'isotropia dello spazio (unitamente al principio cosmologico). Un ulteriore sviluppo a tale teoria fu dato quando Edwin Hubble scoprì che la distanza delle galassie più lontane è proporzionale al loro spostamento verso il rosso, come ipotizzato da Lemaître nel 1927, e tale osservazione fu usata come prova del fatto che le galassie e gli ammassi hanno una velocità apparente di allontanamento rispetto ad un determinato punto di osservazione: tanto più sono lontane, tanto più è elevata la loro velocità apparente.[3]

Se la distanza fra gli ammassi di galassie sta aumentando oggi, ciò suggerisce che tutti gli oggetti spaziali fossero più vicini in passato;[4] andando a ritroso nel tempo, densità e temperatura gradatamente incrementano fino a tendere all'infinito (singolarità) ; si arriva perciò a un istante in cui tali valori sono così elevati che le attuali teorie fisiche non sono più applicabili (ciò avvenne ad una distanza temporale ridotta rispetto all'inizio del processo). Infatti, per esempio, massa ed energia assumono valore infinito nell'istante iniziale[5]. Negli acceleratori di particelle si studia e si verifica il comportamento della materia e dell'energia in condizioni estreme, assai simili a quelle in cui si sarebbe trovato l'universo durante le prime fasi del Big Bang. Tuttavia questi acceleratori non hanno la possibilità di esaminare a fondo un regime di energie ancora più elevato. Senza alcun dato sperimentale relativo alle condizioni fisiche associate ai primissimi istanti dell'espansione, la teoria del Big Bang non è adeguata per descrivere tale condizione iniziale, tuttavia essa fornisce un'ottima descrizione dell'evoluzione dell'universo da un determinato periodo di tempo in poi.

L'abbondanza degli elementi leggeri come l'idrogeno e l'elio presenti nel cosmo è in buona corrispondenza con i valori previsti per la produzione di questo tipo di atomi in seguito al processo di nucleosintesi, avvenuto nei primi minuti successivi all'istante iniziale.[6]

Dopo la scoperta della radiazione cosmica di fondo a microonde nel 1964 e soprattutto quando il suo spettro, cioè la quantità di radiazione emessa per ogni lunghezza d'onda, risultò corrispondere allo spettro di corpo nero, la maggior parte degli scienziati fu convinta che i dati sperimentali confermavano che un evento simile al Big Bang aveva veramente avuto luogo.

Secondo il modello del Big Bang, l'universo si espanse da uno stato iniziale estremamente denso e caldo e continua ad espandersi oggi. Una comune analogia spiega che lo spazio stesso si sta espandendo, portando le galassie con sé, come l'uvetta in un panettone che lievita. Questa immagine è una rappresentazione artistica che illustra l'espansione di una porzione di un universo piatto.

Storia del Big Bang[modifica | modifica sorgente]

La teoria del Big Bang è stata dedotta dalle equazioni della Relatività Generale di Albert Einstein inserendovi opportune ipotesi semplificative, in particolare quella di omogeneità e isotropia dell'Universo. Questa ipotesi, nota come principio cosmologico, generalizzava all'intero universo il principio copernicano. La teoria del Big Bang risultò subito in accordo con la nuova concezione della struttura dell'universo, che proprio negli stessi decenni stava emergendo dall'osservazione astronomica delle nebulose.

Nel 1912 Vesto Slipher aveva misurato il primo spostamento verso il rosso, detto "effetto redshift", di una "nebulosa a spirale"[7] e aveva scoperto che la maggior parte di esse si stava allontanando dalla Terra. Egli non colse l'implicazione cosmologica di ciò, infatti in quel periodo erano in corso accesi dibattiti sul fatto se queste nebulose fossero o non fossero degli "universi isola" esterni alla Via Lattea.[8][9]

Dieci anni dopo, Alexander Friedmann, matematico e cosmologo russo, ricavò le omonime equazioni dalle equazioni della relatività generale di Albert Einstein, mostrando che l'universo doveva essere in espansione, in contrasto con il modello di universo statico sostenuto da Einstein.[10] Egli, però, non comprese che la sua teoria implicava lo spostamento verso il rosso della luce stellare e il suo contributo matematico fu completamente ignorato, sia perché privo di conferme astronomiche sia perché poco noto nel mondo anglosassone (era scritto in tedesco).

A partire dal 1924, Edwin Hubble, utilizzando il telescopio Hooker dell'Osservatorio di Monte Wilson, mise a punto una serie di indicatori di distanza, che sono i precursori dell'attuale scala delle distanze cosmiche. Questo gli permise di calcolare la distanza di nebulose a spirale, il cui redshift era già stato misurato (soprattutto da Slipher), e di mostrare che quei sistemi si trovavano ad enormi distanze ed erano in realtà altre galassie.

Nel 1927, Georges Lemaître, fisico e sacerdote cattolico belga, sviluppò le equazioni del Big Bang in modo indipendente da Friedmann e ipotizzò che l'allontanamento delle nebulose fosse dovuto all'espansione del cosmo. Egli infatti osservò che la proporzionalità fra distanza e spostamento spettrale (oggi nota come legge di Hubble) era parte integrante della teoria ed era confermata dai dati di Slipher e di Hubble.[11][12]

Nel 1931 Lemaître andò oltre e suggerì che l'evidente espansione del cosmo necessita di una sua contrazione andando indietro nel tempo, continuando fino a quando esso non si possa più contrarre ulteriormente, concentrando tutta la massa dell'universo in un singolo punto, "l'atomo primitivo", prima del quale lo spazio e il tempo non esistono. In quell'istante, la struttura spazio-temporale doveva ancora comparire.[13]

Nel 1929, Hubble pubblicò la relazione tra la distanza di una galassia e la sua velocità di allontanamento, formulando quella che oggi è conosciuta come la legge di Hubble.[3][14].

Rappresentazione artistica del satellite WMAP, che sta raccogliendo dati per aiutare gli scienziati nella comprensione del Big Bang.

Durante gli anni trenta furono proposte altre idee (note come cosmologie non standard) per spiegare le osservazioni di Hubble, come ad esempio il modello di Milne,[15] l'universo oscillante (ideata originariamente da Friedmann, ma supportato da Einstein e da Richard Tolman)[16] e l'ipotesi della luce stanca di Fritz Zwicky.[17]

Dopo la seconda guerra mondiale, emersero due differenti teorie cosmologiche:

Il termine "Big Bang" fu coniato da Fred Hoyle nel 1949 durante una trasmissione radiofonica, in senso dispregiativo, riferendosi ad essa come "questa idea del Grosso Botto" durante una trasmissione radiofonica della BBC Radio del marzo 1949.[21][22][23] Successivamente Hoyle diede un valido contributo al tentativo di comprendere il percorso nucleare di formazione degli elementi più pesanti a partire da quelli più leggeri.

Inizialmente la comunità scientifica si divise tra queste due teorie; in seguito, grazie al maggior numero di prove sperimentali, fu la seconda teoria ad essere più accettata.[24] La scoperta e la conferma dell'esistenza della radiazione cosmica di fondo a microonde nel 1964[25] indicarono chiaramente il Big Bang come la migliore teoria sull'origine e sull'evoluzione dell'universo. Le conoscenze in ambito cosmologico includono la comprensione di come le galassie si siano formate nel contesto del Big Bang, la comprensione della fisica dell'universo negli istanti immediatamente successivi alla sua creazione e la conciliazione delle osservazioni con la teoria di base.

Importanti passi avanti nella teoria del Big Bang sono stati fatti dalla fine degli anni novanta a seguito di importanti progressi nella tecnologia dei telescopi, nonché dall'analisi di un gran numero di dati provenienti da satelliti come COBE,[26] il telescopio spaziale Hubble e il WMAP.[27] Questo ha fornito ai cosmologi misure abbastanza precise di molti dei parametri riguardanti il modello del Big Bang e ha permesso di intuire che si sta avendo un'accelerazione dell'espansione dell'universo.

Visione d'insieme[modifica | modifica sorgente]

Cronologia del Big Bang[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Cronologia del Big Bang.

L'estrapolazione dell'espansione dell'universo a ritroso nel tempo utilizzando la relatività generale conduce ad una condizione di densità e temperatura talmente elevate numericamente, da tendere all'infinito, tale condizione si è mantenuta in un tempo di durata infinitesima, talmente breve da risultare di non facile studio con la fisica attuale.[28] Questa singolarità indica il punto in cui la relatività generale perde validità. Si può continuare con questa estrapolazione fino al tempo di Planck, che è il più piccolo intervallo di tempo misurabile con le attuali leggi fisiche. La fase iniziale calda e densa è denominata "Big Bang"[29] ed è considerata la nascita dell'universo. In base alle misure dell'espansione riferite alle supernovae di tipo Ia, alle misure delle fluttuazioni di temperatura nella radiazione cosmica di fondo, e alle misure della funzione di correlazione delle galassie, e gli ultimi e più attendibili dati forniti dal telescopio-sonda spaziale Planck Surveyor dell'Agenzia Spaziale Europea, l'universo ha un'età calcolata di 13,798 ± 0,037 miliardi di anni.[30] Il risultato di queste quattro misurazioni indipendenti è in accordo con il cosiddetto modello ΛCDM.

Sulle primissime fasi del Big Bang esistono molte speculazioni. Nei modelli più comuni, l'universo inizialmente era omogeneo, isotropo, con una densità energetica estremamente elevata, temperature e pressioni altissime e si stava espandendo e raffreddando molto rapidamente. All'incirca 10−37 secondi dopo l'istante iniziale, una transizione di fase causò un'inflazione cosmica, durante la quale l'universo aumentò le sue dimensioni esponenzialmente.[31] Quando il processo di inflazione si fermò, il cosmo era formato da un plasma di quark e gluoni, oltre a tutte le altre particelle elementari.[32] Le temperature erano così alte che il moto casuale delle particelle avveniva a velocità relativistiche e coppie particella-antiparticella di ogni tipo erano continuamente create e distrutte nelle collisioni. Ad un certo istante una reazione sconosciuta, chiamata bariogenesi, violò la conservazione del numero barionico, portando ad una leggera sovrabbondanza dei quark e dei leptoni sugli antiquark e sugli antileptoni (dell'ordine di 1 parte su 30 milioni). Questo processo potrebbe spiegare il predominio della materia sull'antimateria nell'universo attuale.[33]

L'universo continuò ad espandersi e la sua temperatura continuò a diminuire, quindi l'energia tipica di ogni particella andò diminuendo. La rottura della simmetria della transizione di fase portò le quattro interazioni fondamentali della fisica e i parametri delle particelle elementari nella loro forma attuale.[34] All'incirca dopo 10−11 secondi, il quadro d'insieme diventa meno speculativo, visto che le energie delle particelle diminuiscono fino a valori raggiungibili negli esperimenti di fisica delle particelle. Arrivati a 10−6 secondi, quark e gluoni si combinarono per formare barioni, come protoni e neutroni. La piccola differenza presente nel numero di quark e antiquark portò ad una sovrabbondanza dei barioni sugli antibarioni. La temperatura non era più sufficientemente alta per formare nuove coppie protoni-antiprotoni (e ugualmente per le coppie di neutroni-antineutroni), perciò seguì immediatamente un'annichilazione di massa che lasciò soltanto uno ogni 1010 dei protoni e neutroni originali e nessuna delle loro antiparticelle. Un processo simile avvenne al tempo di un secondo per gli elettroni e i positroni. Dopo questi due tipi di annichilazione, i protoni, i neutroni e gli elettroni rimanenti non stavano più viaggiando a velocità relativistiche e la densità di energia del cosmo era dominata dai fotoni (con un contributo minore dovuto ai neutrini).[35]

Qualche minuto dopo l'istante iniziale, quando la temperatura era all'incirca 109 kelvin (ovvero un miliardo di kelvin) e la densità paragonabile a quella dell'aria, i neutroni si combinarono con i protoni, formando i primi nuclei di deuterio e di elio in un processo chiamato nucleosintesi.[36] La maggior parte dei protoni non si combinò e rimase sotto forma di nuclei di idrogeno. Quando l'universo si raffreddò, il contributo della densità energetica della massa a riposo della materia arrivò a dominare gravitazionalmente il contributo della densità di energia associata alla radiazione del fotone. Dopo circa 379 000 anni, gli elettroni e i vari nuclei si combinarono formando gli atomi (soprattutto idrogeno); a partire da questo istante, la radiazione si disaccoppiò dalla materia e continuò a vagare libera nello spazio. Questa radiazione fossile, che ancora oggi è visibile, è conosciuta come radiazione cosmica di fondo.[37]

La camera a campo ultra profondo di Hubble mostra galassie di un'epoca antica, nella quale l'universo era più giovane, più denso e più caldo in base alla teoria del Big Bang.

In un periodo di tempo molto lungo, le regioni leggermente più dense rispetto alla distribuzione uniforme di materia attrassero gravitazionalmente la materia circostante e crebbero, aumentando la loro densità, formando nubi di gas, stelle, galassie e le altre strutture astronomiche osservabili oggi. I dettagli di questo processo dipendono dalla quantità e dal tipo di materia presente nell'universo. I tre possibili tipi di materia conosciuti sono la materia oscura fredda, la materia oscura calda e la materia barionica. La miglior misura disponibile (fornita da WMAP) mostra che la forma di materia dominante nel cosmo è la materia oscura fredda. Gli altri due tipi formano insieme meno del 18% dell'intera materia dell'universo.[30]

Dallo studio di alcune prove osservative, come le supernovae di tipo Ia e la radiazione cosmica di fondo, gli astrofisici ritengono che attualmente l'universo sia dominato da una misteriosa forma di energia, conosciuta come energia oscura, la quale apparentemente permea tutto lo spazio. Le osservazioni suggeriscono che circa il 72% di tutta la densità d'energia dell'universo attuale sia sotto questa forma. Quando il cosmo era più giovane, era permeato in ugual modo dall'energia oscura, ma la forza di gravità aveva il sopravvento e rallentava l'espansione, in quanto era presente meno spazio ed i vari oggetti astronomici erano più vicini tra loro. Dopo alcuni miliardi di anni, la crescente abbondanza dell'energia oscura causò un'accelerazione dell'espansione dell'universo. L'energia oscura, nella sua forma più semplice, prende la forma della costante cosmologica nelle equazioni di campo di Einstein della relatività generale, ma la sua composizione e il suo meccanismo sono sconosciuti e, più in generale, i particolari della sua equazione di stato e le relazioni con il Modello Standard della fisica delle particelle continuano ad essere studiati sia tramite osservazioni, sia dal punto di vista teorico.[12]

Tutta l'evoluzione cosmica successiva all'epoca inflazionaria può essere descritta rigorosamente dal modello ΛCDM, il quale utilizza le strutture indipendenti della meccanica quantistica e della relatività generale. Come descritto in precedenza, non esiste ancora un modello ben supportato che descriva i fenomeni precedenti a 10−15 secondi. Per poter risalire a tali periodi di tempo è necessaria una nuova teoria unificata, definita gravità quantistica. La comprensione dei primissimi istanti della storia dell'universo è attualmente uno dei più grandi problemi irrisolti della fisica.

Ipotesi fondamentali[modifica | modifica sorgente]

La teoria del Big Bang si basa su due ipotesi fondamentali: l'universalità delle leggi della fisica e il principio cosmologico (il quale afferma che, su larga scala, l'universo è omogeneo e isotropo).

Queste idee erano inizialmente considerate dei postulati, ma attualmente si sta provando a verificare ciascuna delle due. Per esempio, la prima ipotesi è stata verificata da osservazioni che mostrano che la più ampia discrepanza possibile del valore della costante di struttura fine nel corso della storia dell'universo è nell'ordine di 10−5.[38] Inoltre, la relatività generale ha superato test severi sulla scala del sistema solare e delle stelle binarie, mentre estrapolazioni su scale cosmologiche sono state convalidate da successi empirici di vari aspetti della teoria del Big Bang.[39]

Se il cosmo su larga scala appare isotropo dal punto di osservazione della Terra, il principio cosmologico può essere ricavato dal più semplice principio copernicano, il quale afferma che non è presente alcun osservatore privilegiato nell'universo. A questo rispetto, il principio cosmologico è stato confermato con un'incertezza di 10−5 attraverso le osservazioni della radiazione cosmica di fondo.[40] L'universo è risultato essere omogeneo su larga scala entro un ordine di grandezza del 10%.[41]

Metrica FLRW[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker e Espansione metrica dello spazio.

La relatività generale descrive lo spaziotempo attraverso una metrica, che determina le distanze che separano i punti vicini. Gli stessi punti (che possono essere galassie, stelle o altri oggetti) sono specificati usando una carta o "griglia" che è posizionata al di sopra dello spaziotempo. Il principio cosmologico implica che la metrica dovrebbe essere omogenea e isotropa su larga scala, il che individua univocamente la metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker (metrica FLRW). Questa metrica contiene un fattore di scala, che descrive come la dimensione dell'universo cambia con il tempo. Questo consente di definire un opportuno sistema di coordinate, chiamate coordinate comoventi. Adottando questo sistema di coordinate, la griglia si espande assieme all'universo e gli oggetti che si stanno muovendo solo a causa dell'espansione dell'universo rimangono in punti fissi della griglia. Mentre le loro coordinate comoventi rimangono costanti, le distanze fisiche tra due punti comoventi si espandono proporzionalmente al fattore di scala dell'universo.[42]

Il Big Bang non è stata un'esplosione di materia che si muove verso l'esterno per riempire un universo vuoto. È invece lo spazio stesso che si espande con il tempo dappertutto e aumenta la distanza fisica tra due punti comoventi. Poiché la metrica FLRW assume una distribuzione uniforme della massa e dell'energia, è applicabile al nostro universo solo su larga scala, in quanto le concentrazioni locali di materia, come la nostra galassia, sono legate gravitazionalmente e come tali non possono risentire dell'espansione su larga scala dello spazio.

Orizzonti[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Orizzonte cosmologico.

Un'importante caratteristica dello spaziotempo del Big Bang è la presenza di un orizzonte cosmologico. Poiché l'universo ha un'età finita e la luce viaggia ad una velocità finita, possono esservi degli eventi accaduti nel passato la cui luce non ha avuto sufficiente tempo per raggiungere la Terra. Ciò comporta un limite o un orizzonte nel passato sugli eventi più distanti che possono essere osservati. Al contrario, poiché lo spazio si sta espandendo e gli oggetti più distanti si stanno allontanando sempre più velocemente, la luce emessa oggi da un punto sulla Terra potrebbe non essere mai ricevuta dagli oggetti più lontani. Questo definisce un orizzonte nel futuro, che limita gli eventi futuri che possiamo influenzare. La presenza di entrambi i tipi di orizzonte dipende dai dettagli del modello FLRW che descrive il nostro universo. La nostra comprensione dell'universo nei suoi primissimi istanti suggerisce che c'è un orizzonte nel passato, anche se in pratica la nostra visione è limitata anche a causa dell'"opacità" dell'universo nei primi istanti. Perciò la nostra visione non può estendersi nel passato oltre circa 380000 anni dal Big Bang, benché l'orizzonte passato si sposti gradualmente verso punti sempre più remoti nello spazio. Se l'espansione dell'universo continua ad accelerare, ci sarà anche un orizzonte del futuro.[43]

Prove osservative[modifica | modifica sorgente]

Le prove osservative principali e più dirette della teoria del Big Bang sono:

  • l'espansione secondo la legge di Hubble, che si può osservare nel redshift delle galassie;
  • le misure dettagliate della radiazione cosmica di fondo;
  • l'abbondanza degli elementi leggeri.[6]

Questi sono talvolta chiamati i tre pilastri della teoria del Big Bang. Altri tipi di prove supportano il quadro d'insieme, come ad esempio molte proprietà della struttura a grande scala dell'universo,[44] che sono previste a causa della crescita gravitazionale della struttura nella teoria standard del Big Bang.

La legge di Hubble e l'espansione dello spazio[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Legge di Hubble e Espansione metrica dello spazio.
Una rappresentazione grafica dell'espansione dell'universo, in cui due dimensioni spaziali non sono rappresentate. Le sezioni circolari della figura rappresentano le configurazioni spaziali in ogni istante del tempo cosmologico. La variazione di curvatura rappresenta l'accelerazione dell'espansione, iniziata a metà dell'espansione e tuttora in corso. L'epoca inflazionaria è contraddistinta dalla rapidissima espansione della dimensione spaziale sulla sinistra. La rappresentazione della radiazione cosmica di fondo come una superficie, e non come un cerchio, è un aspetto grafico privo di significato fisico. Analogamente in questo diagramma le stelle dovrebbero essere rappresentate come linee e non come punti.

Le osservazioni delle galassie e dei quasar mostrano che questi oggetti presentano il fenomeno del redshift, vale a dire che la loro luce emessa è spostata verso lunghezze d'onda maggiori. Questo fenomeno può essere osservato prendendo in esame lo spettro delle frequenze di un oggetto e confrontandolo con il modello spettroscopico delle linee di emissione o delle linee di assorbimento, che corrisponde agli atomi degli elementi chimici che interagiscono con la luce. Questi redshift sono omogenei, isotropi e distribuiti uniformemente tra gli oggetti osservati in tutte le direzioni. Per alcune galassie è possibile calcolare la loro distanza dalla Terra attraverso la scala delle distanze cosmiche. Quando le velocità di allontanamento vengono confrontate con queste distanze, viene riscontrata una relazione lineare, nota come legge di Hubble:[3]

v = H_0 D

dove:

  • v è la velocità di allontanamento di una galassia (o di un qualsiasi oggetto lontano dalla Terra)
  • D è la distanza propria comovente dell'oggetto
  • H0 è la costante di Hubble, che risulta essere (70,1 ± 1,3) km/s/Mpc (dai rilevamenti del satellite WMAP).[30]

La legge di Hubble ha due possibili spiegazioni: o la Terra è al centro di una espansione delle galassie, che è insostenibile per via del principio copernicano, o l'universo si sta espandendo uniformemente dappertutto. Questa espansione è prevista dalla relatività generale nella formulazione di Alexander Friedman[10] nel 1922 e da Georges Lemaître nel 1927,[11] molto prima che Hubble facesse le sue analisi e osservazioni nel 1929 e rimane il fondamento della teoria del Big Bang così come è stata sviluppata da Friedmann, Lemaître, Robertson e Walker.

La teoria richiede che la relazione  v = HD sia mantenuta in ogni arco di tempo, dove D è la distanza propria, v = d D/d t. Le quantità v, H e D variano mentre l'universo si espande (perciò si indica con H_0 la costante di Hubble nella nostra epoca astronomica). Per distanze molto inferiori alla grandezza dell'universo osservabile, il redshift dovuto alla legge di Hubble può essere interpretato come un effetto Doppler, e quindi può essere calcolata la velocità di allontanamento v. Tuttavia, il redshift non è un vero e proprio effetto Doppler, bensì il risultato dell'espansione dell'universo tra l'attimo in cui un fascio di luce è stato emesso e il momento in cui è stato ricevuto.[45]

Che lo spazio sia in una fase di espansione metrica è evidenziato dalle prove di osservazione diretta del principio cosmologico e del principio di Copernico, che insieme alla legge di Hubble non hanno altra spiegazione. I redshift astronomici sono estremamente isotropi e omogenei,[3] confermando il principio cosmologico, il quale afferma che l'universo appare uguale in tutte le direzioni. Se gli spostamenti verso il rosso fossero il risultato di un'esplosione da un punto distante da noi, questi non sarebbero così simili lungo le diverse direzioni.

Le misure degli effetti della radiazione cosmica di fondo nelle dinamiche dei sistemi astrofisici distanti effettuate nel 2000 hanno confermato il principio di Copernico, cioè che la Terra non è in una posizione centrale su scala cosmica.[46] La radiazione proveniente dal Big Bang era sicuramente più calda nelle prime epoche in tutto l'universo. Il raffreddamento uniforme della radiazione cosmica di fondo attraverso miliardi di anni è spiegabile solo se l'universo sta subendo un'espansione metrica ed esclude la possibilità che siamo nell'unico centro dell'esplosione.

Radiazione cosmica di fondo[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Radiazione cosmica di fondo.
Evoluzione dello studio sulla radiazione cosmica di fondo; la fascia orizzontale al centro delle varie immagini è dovuta all'emissione della nostra galassia, che nelle osservazioni si somma alla radiazione di fondo.

Nei giorni successivi al Big Bang, l'universo era in una condizione di equilibrio termodinamico, con fotoni che erano continuamente emessi ed assorbiti, dando alla radiazione una forma simile allo spettro di un corpo nero. Mentre si espandeva, l'universo si raffreddava fino a raggiungere una temperatura che non permetteva più la creazione e la distruzione dei fotoni. La temperatura era però ancora sufficientemente alta da non consentire che gli elettroni si legassero con i nuclei per formare atomi ed i fotoni erano costantemente riflessi da questi elettroni liberi attraverso un processo chiamato scattering Thomson. A causa di questo ripetuto scattering, l'universo era inizialmente "opaco".

Quando la temperatura scese a qualche migliaio di kelvin, gli elettroni liberi e i nuclei cominciarono a combinarsi tra loro per formare gli atomi, un processo conosciuto come ricombinazione[47]. Poiché la diffusione dei fotoni è meno frequente da atomi neutri, la radiazione si disaccoppiò dalla materia quando tutti gli elettroni si ricombinarono (all'incirca 379 000 anni dopo il Big Bang). Questi fotoni formano la radiazione cosmica di fondo, che è possibile rilevare oggi e il modello osservato delle fluttuazioni di tale radiazione fornisce un'immagine del nostro universo in quell'epoca iniziale. L'energia dei fotoni fu successivamente spostata verso il rosso dall'espansione dell'universo, il che conservò lo spettro di corpo nero, ma causò l'abbassamento della sua temperatura, spostando i fotoni nella regione delle microonde all'interno dello spettro elettromagnetico. Si ritiene che sia possibile osservare la radiazione in ogni punto dell'universo e che essa provenga da tutte le direzioni con (all'incirca) la stessa intensità.

Nel 1964 Arno Penzias e Robert Wilson scoprirono casualmente la radiazione cosmica di fondo, mentre conducevano osservazioni diagnostiche usando un nuovo ricevitore di microonde (di proprietà dei Bell Laboratories).[25] La loro scoperta fornì la sostanziale conferma delle previsioni sulla radiazione (essa era isotropica e confrontabile con uno spettro di corpo nero con una temperatura di circa 3 K) e permise di avere una valida prova a favore dell'ipotesi del Big Bang. Penzias e Wilson ricevettero il premio Nobel per la fisica nel 1978 grazie a questa scoperta.

Nel 1989 la NASA lanciò il satellite COBE (acronimo di COsmic Background Explorer) e le prime conclusioni, fornite nel 1990, erano consistenti con le previsioni della teoria del Big Bang per quanto riguarda la radiazione cosmica di fondo. COBE trovò una temperatura residua di 2,726 K e nel 1992 individuò per la prima volta le fluttuazioni (anisotropie) della radiazione, con un'incertezza di una parte su 105.[26] John C. Mather e George Smoot ricevettero il premio Nobel nel 2006 per questo lavoro. Durante il decennio successivo, queste anisotropie furono studiate ulteriormente da un gran numero di esperimenti (sia a terra, sia attraverso palloni sonda). Nel 2000-2001 molti esperimenti (tra cui il più importante fu BOOMERanG), misurando la larghezza angolare tipica delle anisotropie, trovarono che l'universo ha una geometria quasi piatta.[48]

All'inizio del 2003, furono pubblicati i primi risultati del satellite WMAP, ottenendo quelli che erano al tempo i più accurati valori di alcuni parametri cosmologici. Il satellite inoltre escluse numerosi modelli inflazionari, benché i risultati fossero in generale coerenti con la teoria dell'inflazione[27] e confermò che un mare di neutrini cosmici permea l'universo, una prova evidente che le prime stelle impiegarono più di mezzo miliardo di anni per creare una nebbia cosmica. Un altro satellite simile a WMAP, il Planck Surveyor, che è stato lanciato il 14 maggio 2009, fornirà misure ancora più precise sull'anisotropia della radiazione di fondo.[49] Sono previsti inoltre esperimenti a terra e con palloni sonda.[senza fonte]

La radiazione di fondo è incredibilmente omogenea e questo presentò un problema nei modelli di espansione convenzionali, perché ciò avrebbe implicato che i fotoni provenienti da direzioni opposte siano venuti da regioni che non sono mai state in contatto le une con le altre. La spiegazione oggi prevalente per questo equilibrio su vasta scala è che l'universo abbia avuto un breve periodo con una espansione esponenziale, conosciuta come inflazione. Questo avrebbe avuto l'effetto di allontanare regioni che erano in equilibrio termodinamico, cosicché tutto l'universo osservabile proviene da una regione con lo stesso equilibrio.

Abbondanza degli elementi primordiali[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Nucleosintesi.
Le varie reazioni di nucleosintesi che hanno portato alla formazione degli elementi leggeri

A partire dal modello del Big Bang, è possibile calcolare la concentrazione di elio-4, elio-3, deuterio e litio-7 nell'universo in rapporto alla presenza totale di idrogeno ordinario.[36] Tutte le loro abbondanze derivano da un singolo parametro, il rapporto tra fotoni e barioni, che può essere calcolato indipendentemente dalla struttura dettagliata delle fluttuazioni della radiazione di fondo. I rapporti delle masse previsti sono circa 0,25 per elio-4 rispetto a idrogeno, circa 10−3 per il deuterio rispetto all'idrogeno, circa 10−4 per elio-3 rispetto ad idrogeno e circa 10−9 per litio-7 rispetto all'idrogeno.[36]

Le misure delle abbondanze primordiali di tutti e quattro gli isotopi elencati sopra sono in accordo con un unico valore del rapporto barione-fotone. Il valore per il deuterio è altamente coerente, vicino ma leggermente discrepante per elio-4 e discordante di un fattore 2 per litio-7; negli ultimi due casi la discordanza dei valori è causata da errori sistematici. La coerenza di questi dati con quelli previsti dalla teoria della nucleosintesi è una prova a favore della teoria del Big Bang. Finora è l'unica teoria conosciuta che riesca a spiegare l'abbondanza relativa degli elementi leggeri, in quanto è impossibile che il Big Bang possa aver prodotto più del 20–30% di elio.[50] Infatti non vi è alcun motivo evidente al di fuori del Big Bang per cui il "giovane" universo (vale a dire prima della formazione delle stelle, secondo quanto stabilito dallo studio della materia presumibilmente libera dai prodotti della nucleosintesi stellare) dovesse avere più elio che deuterio o più deuterio di ³He.

Evoluzione e distribuzione galattica[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Struttura a grande scala dell'universo e Formazione ed evoluzione galattica.
Una panoramica del cielo nell'infrarosso vicino rivela la distribuzione delle galassie oltre la Via Lattea. L'immagine deriva dal catalogo 2MASS, che comprende oltre 1,5 milioni di galassie, e dal Point Source Catalog (PSC), che comprende mezzo miliardo di stelle della Via Lattea. Le galassie sono colorate a seconda del loro spostamento verso il rosso (z): le blu sono le più vicine (z < 0,01), le verdi sono quelle ad una distanza media (0,01 < z < 0,04) e le rosse sono le più lontane (0,04 < z < 0,1).[51]

Osservazioni dettagliate sulla morfologia e distribuzione delle galassie e dei quasar forniscono una prova convincente della teoria del Big Bang. La combinazione delle osservazioni e delle teorie suggerisce che i primi quasar e le prime galassie si formarono circa un miliardo di anni dopo il Big Bang e da allora si formarono le strutture più grandi, come gli ammassi e i superammassi galattici. Le popolazioni stellari si sono evolute nel tempo, perciò le galassie più distanti (che vengono osservate così come erano nel giovane universo) appaiono molto diverse dalle galassie a noi più vicine, in quanto queste ultime sono osservate in uno stato più recente.

Inoltre, le galassie che si sono formate in periodi relativamente recenti appaiono decisamente diverse rispetto a quelle che si formarono ad una distanza simile, ma subito dopo il Big Bang. Queste osservazioni sono portate come prove contro il modello dello stato stazionario. Le osservazioni della formazione stellare, della distribuzione di galassie e quasar e le strutture a larga scala sono in accordo con le previsioni del Big Bang (per quel che riguarda la formazione di queste strutture nell'universo) e stanno contribuendo a completare tutti i dettagli della teoria.[52][53]

Altri tipi di prove[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi redshift.

Dopo alcune controversie, l'età dell'universo, come stimato dalla costante di Hubble e dalla radiazione di fondo, è consistente (vale a dire leggermente maggiore) con le età delle stelle più vecchie, misurate applicando la teoria dell'evoluzione stellare agli ammassi globulari e attraverso la datazione radiometrica di singole stelle di Popolazione II.

La previsione che la temperatura della radiazione di fondo fosse più alta in passato è stata confermata sperimentalmente dalle osservazioni delle linee di emissioni sensibili alla temperatura nelle nubi di gas con alto spostamento verso il rosso. Questa previsione implica inoltre che l'ampiezza dell'effetto Sunyaev-Zel'dovich negli ammassi di galassie non dipende direttamente dal loro redshift: questo sembra essere abbastanza vero, ma l'ampiezza dipende da proprietà dell'ammasso, che cambiano sostanzialmente solo su un arco di tempo cosmico, perciò una verifica abbastanza precisa è impossibile da svolgere.

Questioni aperte[modifica | modifica sorgente]

Mentre ormai pochi ricercatori mettono in dubbio il fatto che sia avvenuto il Big Bang, la comunità scientifica era divisa in passato tra chi sosteneva tale teoria e chi riteneva possibili altri modelli cosmologici. In questo contesto di acceso dibattito furono sollevati molti problemi inerenti alla teoria del Big Bang e la sua capacità di riprodurre le osservazioni cosmologiche. Ormai questi problemi sono perlopiù ricordati principalmente per il loro interesse storico; le soluzioni ad essi sono state ottenute o attraverso modifiche alla teoria o come risultato di osservazioni migliori. Altre questioni, come il problema della cuspide degli aloni galattici, la grande presenza di galassie nane e la natura della materia oscura fredda, non sono considerate irrisolvibili e si suppone di venirne a capo attraverso ulteriori perfezionamenti di tale teoria.

Le idee centrali nella teoria del Big Bang (vale a dire l'espansione, lo stato iniziale ad elevata temperatura, la formazione dell'elio, la formazione delle galassie) sono state confermate da parecchie osservazioni indipendenti tra loro, che includono l'abbondanza degli elementi leggeri, la radiazione cosmica di fondo, la struttura a grande scala dell'universo e le supernovae di tipo Ia, e perciò non possono più essere messe in dubbio come caratteristiche importanti e reali del nostro universo.

Gli attuali accurati modelli del Big Bang ricorrono a vari fenomeni fisici "esotici", che non sono stati ancora osservati negli esperimenti effettuati nei laboratori terrestri o non sono stati incorporati nel Modello Standard della fisica delle particelle. Fra questi fenomeni l'esistenza dell'energia oscura e della materia oscura sono considerate le ipotesi più solide, mentre l'inflazione cosmica e la bariogenesi sono teorie più speculative: esse forniscono spiegazioni soddisfacenti per importanti caratteristiche dell'universo nelle epoche più antiche, ma potrebbero essere sostituite da idee alternative senza compromettere il resto della teoria.[54] Le spiegazioni di tali fenomeni sono ancora argomento dei settori più avanzati della ricerca fisica.

Problema dell'orizzonte[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Problema dell'orizzonte.

Il problema dell'orizzonte nasce dalla premessa che non esiste alcuna interazione capace di trasmettere informazione a velocità superiore a quella della luce. In un universo con un'età finita, ciò comporta un limite, detto orizzonte di particella, sulla massima distanza tra due qualsiasi regioni di spazio che sono in rapporto causale tra loro.[55] L'isotropia osservata nella radiazione cosmica di fondo è problematica al riguardo: se l'universo fosse stato dominato dalla radiazione o dalla materia per tutto l'arco di tempo che arriva fino all'istante dell'ultimo scattering, l'orizzonte di particella relativo a quell'istante dovrebbe corrispondere a due gradi nel cielo. Quindi non ci sarebbe alcun meccanismo che possa portare regioni più ampie di cielo ad avere la stessa temperatura.

Una soluzione a questa apparente incoerenza è fornita dalla teoria inflazionaria, nella quale un campo di energia scalare omogeneo e isotropo dominò l'universo in un periodo di tempo che precede la bariogenesi. Durante l'inflazione, l'universo subì un'espansione esponenziale e l'orizzonte delle particelle si espanse molto più rapidamente di quanto supposto in precedenza, perciò anche quelle regioni, che sono attualmente poste su lati opposti dell'universo osservabile, sono bene all'interno del reciproco orizzonte delle particelle. L'isotropia osservata nella radiazione di fondo deriva dal fatto che tutto l'universo osservabile era in rapporto causale prima dell'inizio dell'inflazione e perciò si era già portato in una condizione di equilibrio termico.[56]

Il principio di indeterminazione di Heisenberg prevede che durante la fase inflazionaria ci siano state fluttuazioni termiche quantistiche, che si sarebbero ingrandite su scala cosmica. Queste fluttuazioni sono i fondamenti di tutti gli attuali modelli sulla struttura dell'universo. L'inflazione prevede che le fluttuazioni primordiali siano all'incirca invarianti di scala e gaussiane; ciò è stato accuratamente confermato dalle misure della radiazione di fondo.

Se il processo inflazionistico ha davvero avuto luogo, l'espansione esponenziale deve aver spinto ampie regioni dello spazio ben oltre il nostro orizzonte osservabile.

Problema dell'universo piatto[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi forma dell'universo.
La geometria dell'universo è determinata da quanto il parametro cosmologico Omega è più o meno distante da 1. Dall'alto verso il basso: un universo chiuso con curvatura positiva, universo iperbolico con curvatura negativa e universo piatto con curvatura nulla.[57]

Il problema dell'universo piatto (conosciuto anche come il problema dell'universo vecchio) è un problema osservativo, associato alla metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker.[55] L'universo può avere una curvatura spaziale positiva, negativa o nulla in funzione della sua densità totale di energia. Avrà curvatura negativa se la sua densità è inferiore alla densità critica, positiva se è maggiore e nulla se la densità coincide con quella critica (nel qual caso lo spazio viene definito piatto). Il problema è che ogni minima divergenza dalla densità critica aumenta con il tempo e ancora oggi l'universo rimane molto vicino all'essere piatto.[58] Dato che una scala naturale dei tempi per l'inizio della deviazione dalla piattezza potrebbe essere il tempo di Planck, 10−43 secondi, il fatto che l'universo non abbia raggiunto né la morte termica né il Big Crunch dopo miliardi di anni, richiede una spiegazione. Per esempio, anche all'epoca relativamente "vecchia" di pochi minuti (il tempo della nucleosintesi), la densità dell'universo deve essersi trovata entro circa una parte su 1014 dal suo valore critico, altrimenti l'universo non esisterebbe così com'è oggi.[59]

Una soluzione a questo problema è fornita dall'inflazione. Durante il periodo inflazionario, lo spaziotempo si espanse, fino al punto che la sua curvatura sarebbe stata resa piatta. Pertanto, si ritiene che l'inflazione portò l'universo ad uno stato spaziale sostanzialmente piatto, con all'incirca l'esatta densità critica.[56]

Monopolo magnetico[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Monopolo magnetico.

L'obiezione riguardante il monopolo magnetico fu sollevata alla fine degli anni settanta. Le teorie della grande unificazione prevedevano un difetto topologico nello spazio, che si sarebbe manifestato sotto forma di monopoli magnetici. Questi oggetti potrebbero essere prodotti in maniera efficiente nelle primissime fasi dell'universo (con temperature molto elevate), dando una densità più alta di quella che è consistente con le osservazioni, dato che durante le ricerche non sono mai stati osservati monopoli. Questo problema può essere anche risolto con l'inflazione cosmica, che rimuove tutti i difetti dall'universo osservabile nello stesso modo in cui essa porta la geometria dell'universo ad essere piatta.

Una soluzione al problema dell'orizzonte, della geometria piatta e del monopolo magnetico alternativa all'inflazione cosmica è data dall'ipotesi di curvatura di Weyl.[60][61]

Asimmetria barionica[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Asimmetria barionica.

Non si conosce ancora il motivo per cui nell'universo attuale sia presente solo materia e non antimateria.[33] È generalmente accettato il fatto che l'universo, quando era giovane e caldo, era in equilibrio e conteneva un egual numero di barioni e antibarioni. Ciò nonostante, le osservazioni indicano che l'universo, incluse le sue regioni più distanti, è fatto quasi esclusivamente di materia. Un processo sconosciuto chiamato bariogenesi creò questa asimmetria. Affinché questo processo accadesse, dovevano essere soddisfatte le condizioni di Sakharov. Queste richiedono che il numero barionico non fosse conservato, che la simmetria C e la simmetria CP fossero violate e che l'universo avesse perso il suo equilibrio termodinamico.[62] Tutte queste condizioni sono verificate nel Modello Standard, ma gli effetti non sono abbastanza forti da spiegare l'attuale asimmetria.

Età degli ammassi globulari[modifica | modifica sorgente]

Alla metà degli anni novanta, le osservazioni riguardanti gli ammassi globulari sembravano essere in contraddizione con il Big Bang. Le simulazioni al computer, che confrontavano le osservazioni delle varie popolazioni stellari dei vari ammassi, indicarono che essi avessero un'età di circa 15 miliardi di anni (che era in contrasto con l'età dell'universo, circa 13,7 miliardi di anni). Questo problema fu risolto alla fine degli anni novanta, quando nuove simulazioni al computer, che includevano gli effetti della massa persa a causa del vento stellare, indicarono un'età molto più giovane per gli ammassi globulari.[63] Restano aperte alcune questioni, su come misurare accuratamente l'età di questi ammassi, ma si pensa che questi oggetti siano tra i più vecchi dell'intero universo[64].

Interazioni tra galassie e quasar[modifica | modifica sorgente]

Durante degli studi effettuati negli anni sessanta, l'astronomo Halton Arp individuò dei possibili collegamenti tra alcune galassie con dei quasar e si riteneva che entrambi questi oggetti, essendo vicini a causa di queste interazioni, avessero avuto un redshift simile per via della legge di Hubble.[65] Al contrario di quanto atteso, si calcolò un'estrema diversità tra i valori dei due redshift, come nel caso della galassia NCG 4319, e questo dato sembrava mettere in crisi l'idea dell'espansione dell'universo, poiché due oggetti vicini devono avere un simile spostamento verso il rosso dovuto all'espansione del cosmo.[66] Per risolvere questo problema, che avrebbe colpito le basi della teoria del Big Bang, si è ipotizzato che la differenza nei redshift sia dovuta al fatto che queste galassie studiate, che sono generalmente molto attive, abbiano "espulso" il quasar; a questo punto la differenza dei redshift non sarebbe da attribuire a cause cosmologiche, ma a caratteri locali del sistema considerato.[66]

Materia oscura[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Materia oscura.
Un grafico a torta mostra le percentuali di composizione dei vari componenti della densità di energia dell'universo, in base al modello ΛCDM. All'incirca il 95% della densità di energia è costituita da forme esotiche, come la materia oscura e l'energia oscura.

Durante gli anni settanta e ottanta, numerose osservazioni hanno mostrato che non c'è abbastanza materia visibile nell'universo per spiegare l'apparente forza dell'attrazione gravitazionale all'interno delle galassie e reciprocamente tra esse stesse. Ciò ha portato l'idea che oltre il 90% della materia dell'universo sia materia oscura, che non emette luce e non interagisce con la normale materia barionica. Inoltre, l'ipotesi che l'universo fosse costituito principalmente da materia ordinaria portò a delle previsioni che si rivelarono in forte contrasto con le osservazioni; in particolare, l'universo oggi ha una struttura molto più a grumi e contiene molto meno deuterio di quanto sia possibile spiegare senza la presenza della materia oscura.

Mentre l'ipotesi della materia oscura era ritenuta controversa all'inizio, adesso viene suggerita da numerose osservazioni: le anisotropie della radiazione di fondo, la dispersione delle velocità degli ammassi di galassie, le distribuzioni della struttura a larga scala, gli studi sulle lenti gravitazionali e le misure degli ammassi di galassie attraverso i raggi X.[67]

La prova della presenza della materia oscura deriva dalla sua influenza gravitazionale sulla materia ordinaria, anche se nessuna particella della materia oscura è mai stata osservata in laboratorio. Sono state proposte molte particelle come appartenenti a questo tipo di materia e molti progetti per studiarle direttamente sono in corso.[68]

Energia oscura[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Energia oscura.

Le misure sulla relazione tra il redshift e la magnitudine delle supernovae di tipo Ia hanno mostrato che l'espansione dell'universo sta accelerando da quando il cosmo aveva all'incirca metà della sua attuale età. Per spiegare questa accelerazione, la relatività generale richiede che la maggior parte dell'energia dell'universo sia costituita da una componente con un'alta pressione negativa, soprannominata "energia oscura". Questo tipo di energia viene suggerita da molti tipi di prove: le misure della radiazione di fondo indicano che l'universo è molto piatto dal punto di vista spaziale e quindi, in base alla relatività generale, esso deve avere quasi esattamente la densità critica del rapporto tra massa ed energia; invece la densità di massa del cosmo, che può essere misurata dai raggruppamenti gravitazionali, raggiunge solamente il 30% circa della densità critica.[12] Poiché l'energia oscura non si raggruppa nel modo ordinario, quest'ultima è la migliore spiegazione per completare la parte mancante di densità di energia. L'energia oscura è inoltre richiesta da due misure geometriche della curvatura totale dell'universo: una utilizzando la frequenza delle lenti gravitazionali e l'altra utilizzando il modello caratteristico della struttura a larga scala del cosmo come un regolo.

La pressione negativa è una proprietà dell'energia del vuoto, ma l'esatta natura dell'energia oscura rimane uno dei grandi misteri del Big Bang. Alcuni possibili candidati per spiegare quale sia l'esatta forma di tale energia sono la costante cosmologica e la quintessenza. I risultati dal satellite WMAP (forniti nel 2008), che combinano i dati ricevuti dalla radiazione di fondo e da altre sorgenti, indicano che l'attuale universo è costituito dal 72% di energia oscura, dal 23% di materia oscura, dal 4,6% di materia ordinaria e da meno dell'1% di neutrini.[30] La densità di energia dovuta alla materia diminuisce con l'espansione dell'universo, ma la densità dovuta all'energia oscura rimane all'incirca costante durante l'espansione cosmica. Pertanto la materia costituì una parte più importante della densità di energia nel passato rispetto ad oggi, ma il suo contributo continuerà a diminuire nel futuro, poiché l'energia oscura diventerà sempre più dominante.

Nel modello ΛCDM, l'attuale miglior modello del Big Bang, l'energia oscura viene spiegata tramite la presenza di una costante cosmologica, introdotta nella relatività generale; tuttavia la dimensione della costante, che spiega correttamente l'energia oscura, è più piccola di circa 120 ordini di grandezza rispetto alle stime basate sulla gravità quantistica.[69] La distinzione tra la costante cosmologica e le altre forme per spiegare l'energia oscura è un'area molto attiva dell'attuale ricerca.

Il futuro secondo la teoria del Big Bang[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Destino ultimo dell'universo.

Prima delle osservazioni dell'energia oscura, i cosmologi ritenevano possibili due scenari per il futuro dell'universo:

  • Una prima ipotesi riteneva che se la densità di massa dell'universo fosse stata più grande della densità critica, allora l'universo avrebbe raggiunto una dimensione massima e poi avrebbe cominciato a collassare. A quel punto sarebbe diventato nuovamente più denso e più caldo e avrebbe finito per tornare in una condizione simile a quella con cui iniziò. Questa ipotesi è nota come Big Crunch.[43]
  • Una seconda ipotesi invece riteneva che se la densità nell'universo fosse stata uguale o inferiore alla densità critica, l'espansione sarebbe continuata rallentando, ma senza mai fermarsi. La formazione stellare terminerebbe quando tutto il gas interstellare presente in ogni galassia sia stato consumato; le stelle terminerebbero la loro esistenza lasciando il posto a nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri. Molto lentamente nel tempo, le collisioni tra questi oggetti avrebbero prodotto il collasso della massa all'interno di buchi neri sempre più grandi. La temperatura media dell'universo avrebbe raggiunto asintoticamente lo zero assoluto in quello che viene definito il Big Freeze. Inoltre, se i protoni divenissero instabili, allora la materia barionica scomparirebbe, lasciando posto soltanto alla radiazione elettromagnetica e ai buchi neri. Infine i buchi neri finirebbero con l'evaporare a causa della radiazione di Hawking. L'entropia dell'universo sarebbe aumentata fino a raggiungere il punto in cui non sarebbe possibile nessuno scambio di qualsiasi forma di energia, uno scenario noto come morte termica dell'universo.

Le moderne osservazioni riguardanti l'espansione accelerata implicano che una parte sempre maggiore dell'universo visibile passerà oltre l'orizzonte degli eventi e non potrà più essere in contatto con noi. Il risultato finale è per il momento sconosciuto. Il modello ΛCDM definisce l'energia oscura nella forma della costante cosmologica. Questa teoria suggerisce che solo i sistemi legati gravitazionalmente, come le galassie, rimarrebbero insieme e sarebbero soggetti alla morte termica durante l'espansione e il raffreddamento del cosmo. Un'altra forma di energia oscura, conosciuta come energia fantasma, implicherebbe che gli ammassi di galassie, stelle, pianeti, atomi, nuclei e la stessa materia saranno distrutti dal continuo aumento della velocità di espansione in un processo noto come Big Rip.[70]

Formulazioni avanzate, ma non ancora consolidate, della teoria del Big Bang[modifica | modifica sorgente]

Anche se il modello del Big Bang è stato accettato in cosmologia, esso verrà probabilmente perfezionato in futuro, poiché si sa ancora troppo poco dei primissimi istanti della storia dell'universo.

I teoremi di Penrose-Hawking sulle singolarità gravitazionali dimostrano l'esistenza di una singolarità all'inizio del tempo cosmico. Tuttavia questi teoremi assumono la validità della relatività generale, benché essa non sia applicabile prima del tempo in cui l'universo raggiunse la temperatura di Planck. Una trattazione della gravità in accordo anche con la meccanica quantistica potrebbe portare a soluzioni prive di singolarità.[28]

Alcune proposte, ognuna delle quali comporta ipotesi non verificate, sono:

  • modelli che includono lo stato "senza frontiere" di Hartle-Hawking, nel quale l'intero spaziotempo è finito; ciò implica che il Big Bang costituisca un limite del tempo, ma senza la necessità di una singolarità iniziale.[71]
  • modelli di mondo-brana[72], nei quali l'inflazione è dovuta al movimento delle "brane" (enti proposti nella teoria delle stringhe). I modelli di mondo-brana includono:
    • il modello pre-Big Bang;
    • il modello ekpirotico, nel quale il Big Bang è il risultato di una collisione tra brane;
    • il modello ciclico, una variante del modello ekpirotico nel quale le collisioni avvengono periodicamente.[73][74][75]
  • la teoria dell'inflazione caotica, nella quale eventi inflativi avvengono casualmente all'interno di una "schiuma quanto-gravitazionale", dando luogo a molteplici universi, che si espandono come bolle a partire dal proprio Big Bang.[76][77]

Le ultime due ipotesi propongono il Big Bang come un evento di un universo più grande e più vecchio (o di un multiverso), e non come l'inizio letterale di tutta la realtà.

Limiti della teoria[modifica | modifica sorgente]

Il modello cosmologico del Big Bang è stato sviluppato estrapolando le conoscenze fisiche attuali sino ad energie molto più grandi di quelle studiate sperimentalmente e a scale di distanza immense. La possibilità, quindi, di trovare conferme alla teoria del Big Bang è sottoposta a limiti teorici ed osservativi.

Il modello standard della fisica delle particelle dovrebbe essere valido sino a energie di circa 250 miliardi di elettronvolt, un livello corrispondente a circa 10−12 secondi dopo il Big Bang. Ogni affermazione relativa ad epoche antecedenti è fondata su teorie scientifiche non sufficientemente consolidate[78].

Anche l'osservazione diretta non può coprire le prime fasi del Big Bang. Le onde elettromagnetiche, infatti, non potevano essere trasmesse prima della formazione dell'idrogeno neutro, quando fu emessa la radiazione cosmica di fondo. L'osservazione dell'universo prima di tale evento potrebbe in linea di principio essere condotta rilevando le onde gravitazionali o i neutrini emessi, ma non esiste ancora alcuna tecnologia in grado di eseguire queste misure.

La teoria del Big Bang, quindi, risulta fondata su teorie sicuramente affidabili ed osservazioni verificate solo per la descrizione dell'evoluzione dell'universo dalla nucleosintesi primordiale in poi. Particolarmente incerte sono le affermazioni sulla forma globale dell'universo e sulla sua evoluzione nel lontano futuro. L'osservazione, infatti, è limitata dalla finitezza della velocità della luce, che determina un orizzonte invalicabile. Ogni estrapolazione oltre tale orizzonte è fondata su assunzioni più o meno implicite sulle proprietà topologiche dello spaziotempo e sulla sua regolarità ed è, perciò, puramente ipotetica. Localmente l'universo sembra essere piatto (euclideo) ma è impossibile escludere la presenza di una piccola curvatura, che determinerebbe una forma globale completamente diversa.

La scoperta dell'accelerazione dell'espansione dell'universo e la conseguente ipotesi dell'esistenza di una energia oscura ha creato ulteriori motivi di incertezza. Il modello di energia oscura adottato è utilizzato nella misura della curvatura dell'universo tramite le osservazioni della radiazione cosmica di fondo, benché i vincoli osservativi sull'energia oscura siano stati determinati nell'ipotesi che l'universo sia piatto.

Interpretazioni religiose[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Cosmogonia.

Il Big Bang è una teoria scientifica, e come tale la sua validità o abbandono dipendono dal suo accordo con le osservazioni. Ma essendo una teoria che tratta dell'origine della realtà, è sempre stata collegata ad implicazioni teologiche e filosofiche.
Negli anni venti e trenta quasi tutti i maggiori cosmologi preferivano un universo eterno, e molti obiettarono che l'origine del tempo implicita nel Big Bang introduceva concetti religiosi all'interno della fisica; questa obiezione fu più tardi ripetuta dai sostenitori della teoria dello stato stazionario.[79] Georges Lemaître, che propose questa teoria, era un prete cattolico.
Lo stesso papa Pio XII, quando fu pubblicata la teoria, si entusiasmò con un personale e lungo commento teologico, nel 1951, improntato sull'Ex nihilo nihil fit ed il Fiat lux.
Tuttavia, gli approcci di una qualsivoglia fede spirituale o - in termini filosofici - trascendenza - su tale teoria, possono essere molto aperti, e di vario tipo. Si va dal conflitto teologico, all'approccio epistemologico, dall'amichevole disinteresse al discordismo, fino a un interesse sincretistico.
Oggi, i vari studi del creazionismo, il pensiero sul disegno intelligente o lo stesso evoluzionismo - per citarne solo alcuni - sono alla ricerca di un arricchimento sulla "verità" ultima (ancora più ampia di quella concepita dall'intelligenza umana di oggi) sull'origine (ma soprattutto sul perché) dell'esistenza di tutto questo universo.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ (EN) P.J.E. Peebles, Making Sense of Modern Cosmology. URL consultato l'11 aprile 2009.
  2. ^ Introduzione alla cosmologia. URL consultato il 7 febbraio 2009.
  3. ^ a b c d Hubble, op. cit., pp. 168-173
  4. ^ I termini "oggi" e "passato" sono qui usati per indicare intervalli temporali dell'ordine dei milioni (o miliardi) di anni.
  5. ^ Questo problema e una possibile ipotesi risolutrice sono evidenziati in L'universo che rimbalza, Le Scienze - L'Espresso, 2005. URL consultato il 5 giugno 2009.
  6. ^ a b Hawking, op. cit., pp. 139-140
  7. ^ nebulosa a spirale è un termine obsoleto per galassia spirale
  8. ^ V.M. Slipher, The Radial Velocity of the Andromeda Nebula in Lowell Observatory Bulletin, vol. 1, pp. 56–57.
  9. ^ V.M. Slipher, Spectrographic Observations of Nebulae in Popular Astronomy, vol. 23, pp. 21–24.
  10. ^ a b A.A. Friedman, op. cit., pp. 377-386
  11. ^ a b G. Lemaître, op. cit., p. 41
  12. ^ a b c P.J.E. Peebles, op. cit., pp. 559-606
  13. ^ G. Lemaître, The Evolution of the Universe: Discussion in Nature, vol. 128, 1931, pp. 699–701, DOI:10.1038/128704a0.
  14. ^ Christianson, op. cit., 1996
  15. ^ E.A. Milne, op. cit., 1935
  16. ^ R.C. Tolman, op. cit., 1987
  17. ^ F. Zwicky, On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space in Proceedings of the National Academy of Sciences, vol. 15, 1929, pp. 773–779, DOI:10.1073/pnas.15.10.773, 16577237. articolo completo in PDF.
  18. ^ F. Hoyle, A New Model for the Expanding Universe in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 108, 1948, p. 372.
  19. ^ R.A. Alpher, Bethe, H.; Gamow, G., The Origin of Chemical Elements in Physical Review, vol. 73, 1948, p. 803, DOI:10.1103/PhysRev.73.803.
  20. ^ R.A. Alpher, Herman, R., Evolution of the Universe in Nature, vol. 162, 1948, p. 774, DOI:10.1045/march2004-featured.collection.
  21. ^ 'Big bang' astronomer dies, BBC News, 2001. URL consultato il 21 gennaio 2009.
  22. ^ S. Singh, Big Bang. URL consultato il 28 maggio 2007.
  23. ^ Comunemente si riferisce che Hoyle intese ciò in senso dispregiativo. Tuttavia, Hoyle in seguito ha negato ciò, dicendo fu solo un'immagine sensazionale intesa ad enfatizzare la differenza tra le due teorie per i radioascoltatori (vedi capitolo 9 di The Alchemy of the Heavens ("L'alchimia dei cieli") di Ken Croswell, Anchor Books, 1995).
  24. ^ Hawking, op. cit., pp. 65-66
  25. ^ a b Penzias e Wilson, op. cit., p. 412
  26. ^ a b Boggess et al., op. cit., p. 420
  27. ^ a b Spergel et al., op. cit., Spergel
  28. ^ a b S.W. Hawking e G.F.R. Ellis, op. cit., 1973
  29. ^ Non vi è consenso sulla durata della fase iniziale. Per alcuni si indica con questa fase solo la singolarità iniziale, per altri, invece, l'intera storia dell'universo. Generalmente almeno per i primi minuti (nei quali si sintetizzò l'elio) si dice che si verificarono durante il Big Bang.
  30. ^ a b c d Hinshaw et al., op. cit., 2008
  31. ^ A. Guth, op. cit., 1998
  32. ^ P. Schewe, Stein, B., An Ocean of Quarks in Physics News Update, vol. 728, nº 1, American Institute of Physics, 2005. URL consultato il 27 maggio 2007.
  33. ^ a b Kolb e Turner, op. cit., cap. 6
  34. ^ Kolb e Turner, op. cit., cap. 7
  35. ^ Bariogenesi e nucleosintesi primordiale. URL consultato il 17 aprile 2008.
  36. ^ a b c Kolb e Turner, op. cit., cap. 4
  37. ^ Peacock, op. cit., cap. 9
  38. ^ A.V. Ivanchik, Potekhin, A.Y.; Varshalovich, D.A., The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences in Astronomy and Astrophysics, vol. 343, 1999, p. 459.
  39. ^ Informazioni dettagliate al riguardo e fonti sulle verifiche sono riportate nella voce Verifiche della relatività generale.
  40. ^ In questo risultato si ignora l'anisotropia di dipolo al livello di 0,1%, a causa della velocità del sistema solare attraverso il campo di radiazioni.
  41. ^ J. Goodman, Geocentrism Reexamined in Physical Review D, vol. 52, 1995, p. 1821, DOI:10.1103/PhysRevD.52.1821.
  42. ^ R. d'Inverno, op. cit., cap. 23
  43. ^ a b Kolb e Turner, op. cit., cap. 3
  44. ^ M.D., et al. Gladders, Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey in Astrophysical Journal, vol. 655, nº 1, 2007, pp. 128–134, DOI:10.1086/509909.
  45. ^ Peacock, op. cit., cap. 3
  46. ^ Gli astronomi riportarono queste misure in un articolo pubblicato nel dicembre del 2000 su Nature The microwave background temperature at the redshift of 2.33771 che può essere letto qui. Un comunicato rilasciato dallo European Southern Observatory spiega le scoperte al pubblico.
  47. ^ Weiberg, op. cit., p. 182
  48. ^ A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation. URL consultato il 18 aprile 2009.
  49. ^ Planck Science Team Home, ESA. URL consultato il 21 giugno 2009.
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Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Testi divulgativi[modifica | modifica sorgente]

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Pubblicazioni scientifiche[modifica | modifica sorgente]

Articoli di carattere tecnico

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Altri progetti[modifica | modifica sorgente]

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