Il Big Bang e l’evoluzione dell’Universo

Massimo Badiali Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica -

INAF(un grazie a Italo Mazzitelli)

Cominciamo a parlare della struttura, ovvero:

l’universo da qui ai suoi confini

massimo.badiali@iasf-roma.inaf.it

In realtà, l’universo non mostra confini. Non esiste una zona centrale e una zona periferica. Se ci guardiamo intorno, la densità delle galassie è la stessa in tutte le direzioni. Non si osserva un limite oltre il quale c’è il non-universo.

Allora chiederci “dove siamo” non ha senso?

Ad evitare fraintendimenti sulla parola “confini”, chiariamo qualche punto chiave

a)L’universo e lo spaziob)L’universo e il tempoc) L’universo e le leggi che lo governano

CONFINI ???!!!!Quali confini?

Dopo, potremo finalmente cercare di rispondere a questa prima domanda: che cosa vediamo quando guardiamo lontano? Gli oggetti remoti sono diversi da quelli vicini?

Vogliamo chiarire i punti chiave dell’universo in una chiacchierata di un paio d’ore?

Non saremo per caso un po’ presuntuosi?

Ma no! Vogliamo solo provare a intenderci su alcuni concetti base

Un momento! Ci serve ancora un strumento (ce ne servirebbero tanti: relatività, fisica quantistica, fisica nucleare … ecc.). Ma non possiamo fare a meno di sapere che …

… L’informazione che viene dall’universo è costituita essenzialmente da LUCE, e la luce è fatta di ONDE ELETTROMAGNETICHE di tutte le possibili frequenze:

L’universo emette su tutte le bande, dal radio fino ai raggi gamma. Noi distinguiamo bande diverse con diversi nomi per ragioni soggettive (storiche). In realtà, è sempre luce. Cambia solo la lunghezza d’onda (o la frequenza, che è il suo inverso)

la luce visibile è solo una stretta banda di lunghezze intorno al mezzo micron

L’universo di Tolomeo: piccolo come il sistema solare: le stelle si trovano “poco oltre” Saturno, a uguali distanze

Forse, siamo noi a porre confini immaginari, o ad avere limiti soggettivi …

Dicevamo, i tre punti chiave: spazio, tempo, leggi della natura. Cominciamo dallo spazio

Così lo vedevano nel medioevo

L’universo di Dante era rigidamente tolemaico, e perciò piccolo come il Sistema Solare.Aveva una caratteristica interessante: includeva il sopranaturale.Insomma l’aldilà si trovava “di qua”, bastava andarci.

Un primo allargamento dell’orizzonte cosmico c’era stato già nel II sec. a.C. Ipparco di Nicea ipotizzò che le stelle possano essere altri Soli, molto distanti. Non aveva cannocchiale, e a occhio nudo vedeva più o meno 6000 stelle

18 secoli più tardi, appena inventato il cannocchiale, Galileo lo punta sulla Via LatteaVia Lattea e scopre che essa è composta da miriadi di stelle, sfuggite all’occhio di Ipparco perché troppo lontane e quindi troppo deboli: le dimensioni dell’universo sono perciò maggiori di quanto pensato dagli antichi.

Fino all’inizio del ‘900, ogni volta che si costruisce un telescopio più grande si scoprono stelle sempre più lontane. Si scopre che le “nebulose extragalattiche” sono in realtà altre Galassie piene di stelle. Che l’universo sia infinitoinfinito?

L’osservazione dello spazio sembrava suggerire proprio questo. Non solo …

Dobbiamo (finalmente!) tenere conto di un’altra dimensione:

il TEMPO

… e mi sovvien l’eterno, e le morte stagioni, E la presente e viva, e il suon di lei

Nella sublime e folgorante visione cosmica leopardiana, agli interminati SPAZI si associa il senso di un TEMPO anch’esso infinito, scandito da eterni processi ciclici

Ma attenzione: quest’universo infinito nello spazio e nel tempo non funziona bene

L’apparente immutabilità dei cieli lontani (“stelle fisse”) e la ciclicità degli eventi suggerivano ANCHE AGLI SCIENZIATI un universo stazionario

Dicevamo, attorno a noi vediamo un universo omogeneo, uniformemente popolato di galassie in ogni direzione. Già Olbers (1758-1840) due secoli fa poneva un problema: se l’universo è infinitamente popolato di stelle, in qualunque direzione si guardi dovrebbe giungere la luce di una stella, e il cielo notturno dovrebbe essere luminosissimo. Perché il cielo di notte è buio?

Nessuno seppe dare una risposta a Olbers. Il suo problema fu definito un “paradosso” e il mondo scientifico seguitò a vivere fiducioso che prima o poi si sarebbe risolta la questione.

Così, il mondo scientifico anche agli inizi del 1900 era convinto che l’universo fosse stazionario. Persino il grande Albert Einstein

Quando Einstein applicò la teoria della relatività generale (1916) all’intero universo, si accorse che le sue equazioni non ammettevano l’esistenza di un universo statico, in equilibrio dinamico. E allora?

Allora, siccome Albert era convinto che l’universo DOVEVA essere stazionario, introdusse un termine correttivo nelle sue equazioni: la COSTANTE COSMOLOGICA, e ogni cosa sembrò tornare al proprio posto.

Ma nel 1929 un astronomo americano, Edwin HUBBLE …

…pubblicò il suo lavoro di diversi anni in cui dimostrava che l’universo si espandel’universo si espande. Facendo scorrere a rovescio l’espansione, si conclude che tutto ha avuto origine 14 miliardi 14 miliardi di annidi anni fa.

Dunque, l’universo può anche essere infinito nello spazio, ma non lo è nel temponon lo è nel tempo. C’è stato il Big Bang.

Non solo. Hubble trovò che esiste una regolarità in questa espansione: quanto più un oggetto è lontano, tanto più velocemente si allontana da noi. La velocità di allontanamento è strettamente proporzionale alla distanza.

Come si spiega? La spiegazione è proprio nel modello di espansione omogenea in ogni punto dello spazio. In questo tipo di espansione gi oggetti più lontani sono quelli che fuggono più velociQuesta animazione sembra uno zoom. Ma è diversaAumentano le distanze, non le dimensioni

Come facciamo ad accorgerci che l’universo si sta espandendo? Da una proprietà della luce che ci arriva.

L’effetto Doppler: la luce di un oggetto che si avvicina accresce la frequenza, se si allontana la abbassa: la luce delle galassie lontane è “arrossata” (il colore rosso è la frequenza più bassa dello spettro visibile)

Avvicinamento: toni più alti (colori più “blu”)

Allontanamento: toni più bassi (colori più “rossi”)

Le galassie più lontane si allontanano più velocemente, e i loro spettri sono sempre più “arrossati”

Dall’arrossamento delle galassie lontane, Hubble scoprì l’espansione dell’universo e diede ragione alle equazioni di Einstein senza bisogno della costante cosmologica. E si spiegò finalmente il paradosso di Olbers. Come?

Vediamo: a che velocità si muovono i segnali luminosi nell’ universo? Sappiamo che la risposta è: “alla velocità alla velocità della lucedella luce”. Supponiamo che una galassia distante da noi 21 miliardi di anni-luce sia nata subito dopo il Big subito dopo il Big BangBang cominciando a emettere luce 14 miliardi di anni fa. Che distanza ha percorso la sua prima luce da allora a oggi?Ovviamente, 14 miliardi di anni-luce. Non più di tanto.

Questa luce dovrà viaggiare altri 7 miliardi di anni prima di arrivare alla Terra. Perciò adesso non vediamo la sua luce: l’universo che vediamo non è infinito

Possiamo dunque vedere solo una bolla di universo, che chiamiamo Universo Universo CausaleCausale. Ogni punto dello spazio ha il suo u.c.

Finalmente, possiamo dire che è andata così

Domanda: il big bang è stato l’esplosione:a) della materia nello spazio, oppure:b) dello spazio, che si porta appresso la materia.

Nel caso a) la materia avrebbe potuto riempire al massimo un volume sferico di 14 miliardi di a.l. Nel caso b) non c’è limite al volume possibile.

Esaminiamo un po’ il nostro universo causale. Nel caso a), vedremmo più galassie verso la sinistra del disegno che verso destra, se T è la posizione della Terra. Siccome non è così, allora le cose sono due: o siamo noi il centro dell’universo, oppure, più ragionevolmente, è vero il caso b):

Cioè, il big bang è stato l’esplosione dello spazio dello spazio che si porta appresso la materia.

Il confine dell’universo causale è un NOSTRO limite osservativo

Un momento, qui c’è qualcosa di strano. Il mio universo causale ha come limite una superficie sferica, centrata su di me, con un raggio di 14 miliardi di anni-luce. Poiché l’universo è nato 14 miliardi di anni fa, gli oggetti al bordo del mio universo causale si stanno allontanando da me alla velocità della luce. Ma allora due punti situati ai poli opposti della sfera si allontanano reciprocamente a velocità doppia di quella della luce! Ebbene sì. A quanto pare lo spazio, diversamente dalla materia, può dilatarsi a velocità superiori a C. Ovviamente, due punti di questo spazio che si trovano in questa situazione escono definitivamente dal reciproco universo causale e non costituiscono un paradosso per la relatività.

R è la distanza che la luce ha percorso in 14 miliardi di anni

Possiamo descrivere il big bang?

No. Né ovviamente è possibile spiegare perché c’è stato.

Possiamo fare la cronaca dei primi istanti (secondi, giorni, anni, secoli…) di vita dell’universo?

Sì Entro certi limiti…

Vediamo anzitutto quali sono le forze (interazioni) che agiscono in natura

Elenchiamole indicando anche la loro intensità, relativa alla più intensa fra tutte, la nucleare forte

1) Repulsiva cosmica (la più debole, ~10~10--

5050÷10÷10-60-60??)) 2) Gravitazionale ((~10~10-38-38))

3) Elettromagnetica ((~0,0073)

4) Nucleare “debole” ((~0,03)~0,03)

5) Nucleare “forte” ((~1)~1)

Delle prime tre abbiamo già parlato; di quelle “nucleari” ci basta sapere che la “debole” è responsabile della radioattività; la “forte” si occupa invece di tenere assieme i nuclei atomici.Sarà possibile unificarleunificarle? Vedremo.

A ciascuna di queste interazioni corrisponde una caricacarica. Per esempio, abbiamo familiarità con la carica elettrica.Ma anche la gravità possiede la sua “carica”, pur se non siamo abituati a pensarla come tale: la massamassa.

Sapendo questo, possiamo introdurre le particelleparticelle elementarielementari. Sono 4, più un certo numero di variazioni sul tema che qui non c’interessano.

Come definiamo una particella elementare? Come il il più piccolo portatore di caricapiù piccolo portatore di carica possibile.

tutte e 4 portanoportano carica gravitazionale, ma non basta.

1) Il neutrino, la cui massa è così piccola da non essere ancora stato possibile misurarla, portaporta anche carica debolecarica debole.

2) l’elettrone, la cui massa è ~0,5 (MeV) porta carica debole e carica elettricacarica elettrica.

3) Il quark su, la cui massa è ~5, porta carica debole, elettrica e nucleare forte.

4) Il quark giùquark giù, la cui massa è ~7, porta carica debole, elettrica e nucleare fortenucleare forte.

Tutta la materia dell’universo si basa su queste 4 particelle e su loro fotocopie deformatefotocopie deformate..

Solo e prime quattro a sinistra sono quelle esistenti oggi in natura.

Le altre sono altrettanto “elementari”, ma la loro vita è brevissima: miliardesimi di secondo. Ci sono state al big bang.

Per esempio: gli atomi sono composti da un nucleonucleo centrale e da una circostante nube di elettroninube di elettroni.

Il nucleo è composto da protoniprotoni e neutronineutroni.

Il protone è composto da due quark su e uno giùdue quark su e uno giù.

Il neutrone è composto da due quark giù e uno sudue quark giù e uno su.

La materia oscuramateria oscura è (probabilmente) composta da una “fotocopia simmetrica” del neutrino, e così via.

L’antimateriaantimateria è composta da “fotocopie speculari” delle 4 particelle, nel senso che tutte le cariche (tranne la massa) sono cambiate di segnocambiate di segno

Torniamo alle 5 interazioni fondamentali. Nel 1972, Weinberg, Salam e t’Hooft dimostrarono che quella elettromagneticaelettromagnetica e quella nuclearenucleare deboledebole erano solo due manifestazioni diverse di un’unica forza, che si manifesta chiaramente solo a temperature superiori a 1000 miliardi di gradi1000 miliardi di gradi.

Quindi, le cinquecinque interazioni di natura sono in realtà quattroquattro.

Sappiamo pure che la repulsione cosmicarepulsione cosmica potrebbe essere solo un’altra manifestazione di quella gravitazionale.Quindi, le quattroquattro interazioni si riducono a tretre.

I fisici stanno lavorando per dimostrare che l’interazione forte e quella elettrodebole sono due manifestazioni di una sola (Grande UnificazioneGrande Unificazione)

Restano due interazionila gravità generalizzatagravità generalizzata e quella di grande grande

unificazioneunificazioneSi possono unificare? Non ancora…

La “forza” di gravità viene descritta come curvatura curvatura dello spaziotempodello spaziotempo è governata dalla relatività generale. La “forza” di grande unificazione agisce come particelle virtualiparticelle virtuali. Ed è governata dalla meccanica quantisticaCome abbiamo visto, c’è un problema di incomunicabilità tra le due teorie, e il brutto è che, nei primi istanti dopo il big bang, la forza di gravità e quella di grande unificazione “collaboravanocollaboravano” a far funzionare le cose.

Nell’intervallo di tempo tra 10-35 e 10-33 s, si separa l’interazione nucleare forte dall’elettrodebole

Dunque, già a questo istante remotissimo, l’unica interazione che probabilmente esisteva al big bang ha dato luogo alle tre interazioni che conosciamo relativamente bene: la gravitazionale (generalizzata con la repulsione cosmica), la nucleare forte e la elettrodebole.

Ora, la teoria della Grande Unificazione prevede che, prima di questo distacco, il “vuoto” fosse in realtà pieno di una forma di energia ipotizzata da Peter Higgs nel 1966, e che stiamo per individuare sperimentalmente nel Large Hadronic Collider

Al distacco, il vuoto ha scaricato l’energia.

MA CHE SIGNIFICA?

Il concetto è molto lontano dal nostro senso comune… A confermarlo però c’è, oltre qualche indizio sperimentale, anche il fatto che studi teorici che seguono percorsi diversi e indipendenti giungono alla stessa conclusione

In altre parole, un’enorme quantità di energia si è riversata improvvisamente nello spazio. Ne è seguita una dilatazione talmente rapida da potersi definire un “secondo big bang”: due punti di universo “vicinivicini” che si stavano allontanando “lentamentelentamente” a causa del “normalenormale” ritmo d’espansione, all’improvviso vengono “sparatisparati” via con velocità molto maggiore velocità molto maggiore di C.di C.

Si scatena cioè l’INFLAZIONE. Tra 10-35 e 10-33 s, ogni regione dell’universo si dilata circa 1050 volte.

Se l’inflazione c’è stata veramente, essa impone un limite pressoché assoluto alla nostra possibilità futura di osservare quel che è successo prima.

Infatti, una dilatazione delle lunghezze di un fattore 1050 porta ciò che si trovava nel volume di un atomo a espandersi in un volume che è 1040 volte il volume dell’Universo Causale.

In altre parole, quello che oggi è l’intero Universo Causale era, prima dell’inflazione, rinchiuso in una sferetta di raggio 10-22cm. Un miliardesimo del raggio Un miliardesimo del raggio di un nucleo atomicodi un nucleo atomico.

Tra noi e il big bang c’è un orizzonte orizzonte invalicabileinvalicabile.

Seguiamo ancora il tempo. L’universo continua a espandersi e raffreddarsi.

Quando la sua età è un miliardesimo di secondo, si staccano tra loro l’interazione elettromagnetica e quella debole. Le cinque interazioni di natura sono come le conosciamo oggi.

Da questo momento in poi, la normale fisica sperimentale terrestre ci permette di ricostruire con certezza cos’è successo.

Cominciano a esistere le prime particelle, sia di materia che di antimateria. Asimmetria.

Si annichilano a vicenda, e ne rimane una su un miliardo; è la materia.

Riassumiamo: al tempo zero “scoppia qualcosa”

10-44 secondi compare la gravitazione 10-35 inizia l’inflazione 10-34 compare l’interazione nucleare forte 10-33 finisce l’inflazione – orizzonte osservativo 10-10 comincia la “buona fisica sperimentale” 10-9 compaiono l’interazione debole e quella elettromagnetica 10-2 compaiono le particelle elementari “normali” 1 secondo compaiono i protoni 3 minuti si interrompono le reazioni nucleari 370.000 anni c’è la ricombinazione (parete di fuoco) 1 miliardo di anni si formano le prime galassie 9 miliardi di anni Sole e Terra

C’è da fare un’ultima considerazione a proposito di ciò che vediamo quando osserviamo il cielo. La luce viaggia a 300.000 km al secondoNoi vediamo la Luna com’era circa un secondo prima, e vediamo il Sole com’era otto minuti prima

Vediamo Alfa del Centauro com’era quattro anni fa. E se osserviamo il Centro della nostra Via Lattea, lo vediamo com’era 25000 anni fa

Ecco la galassia di Andromeda come la vediamo adesso, vale a dire com’era due milioni di anni fa

Insomma, più guardiamo lontano più ci inoltriamo nel passato. Queste galassie sono lontane milioni e milioni di anni-luce … Ma hanno 13 miliardi di anni e non appaiono molto diverse da come dovrebbero essere ADESSO

A distanze ancora più grandi, si comincia a notare la struttura a filamenti e nodi su cui si dispongono le Galassie

Fino ad arrivare alla struttura generale dell’universo: una ragnatela in espansione

Ma questa è la situazione presente! Cioè, è ciò che vedremmo se la velocità della luce fosse infinita …

È vero che l’universo attuale è uniforme. Ma non è uguale all’universo di un tempo. Abbiamo detto, se guardiamo più lontano, viaggiamo verso il passato. Vediamo cose diverse dagli oggetti vicini?

Sì. Dovremo vedere oggetti sempre più “rossi” (a frequenza abbassata), ma questo per via del loro allontanamento e dell’effetto Doppler. Ma ci sono differenze intrinseche: vediamo oggetti più giovani

Ammasso di galassie Abell 1689

Questi oggetti, distanti 11 miliardi di anni luce da noi, potrebbero essere i "germogli" di attuali galassie. Ognuno di essi sta diventando un agglomerato di alcuni miliardi di stelle (Hubble Space Telescope)

Vedremo quindi un universo sempre più giovane. Galassie neonate, con nuclei galattici giovani e mediamente più “violenti”, che emettono forti radiazioni, fino a quegli oggetti estremamente luminosi che sono i QUASAR, innescati dalla materia che cade verso immensi buchi neri al centro delle Galassie

Anche la nostra Via Lattea ha un enorme buco nero al centro, e forse in passato vi cadeva abbastanza materia per farne un quasar

Ma allora, guardando sempre più lontano, potremmo risalire nel passato fino a vedere lo stesso big bang?

In realtà c’è un “muro osservativo” a soli 370.000370.000 anni dopo il big bang.

Infatti, per i primi 370.000 anni l’universo era troppo troppo caldo e caldo e quindi quindi opacoopaco (gli elettroni erano liberi e assorbivano i fotoni)

Solo all’età di 370000 anni l’universo si è “raffreddato” (si fa per dire) scendendo sotto i 5000 gradi. Gli elettroni e i protoni si sono aggregati in atomi e l’universo è diventato trasparente. In ogni caso, arrivare a vedere l’universo già all’età di 370.000 anni (su 14 miliardi) è già un grande traguardo.

La fisica ci insegna che un gas ad una data temperatura emette radiazione di un certo colore prevalente. A 5000 gradi l’universo è come un muro di fuoco che ha riempito lo spazio (improvvisamente diventato trasparente) di luce blu. Dovremmo vederla ora tutta intorno a noi, proveniente da “dietro” le galassie più lontane.

In realtà non è proprio così. Per via dell’espansione dello spazio, anche la lunghezza d’onda di quella radiazione si è allungata enormemente. Invece di luce blu vediamo una lunghezza d’onda che è tra le microonde e la banda radio, e corrisponde ad una temperatura bassissima: -270° C, cioè solo 2,73° K (sopra lo zero assoluto).

Nel 1964 A.A. Penzias e R.W. Wilson si accorsero che, in qualunque regione del cielo puntassero la loro antenna, ricevevano un segnale equivalente a quello di una sorgente ad una temperatura di 2,73 K (-270 gradi centigradi) distribuita uniformemente su tutto il cielo. Una temperatura estremamente costante.

Questo segnale diffuso venne riconosciuto come il residuo della fase calda dell'Universo, ovvero la sua immagine a 370000 anni dal Big Bang.

Ecco la parete di fuoco fotografata dal satellite WMAP WMAP ((Wilkinson Wilkinson Microwave Anisotropy ProbeMicrowave Anisotropy Probe ) . Ci sono macchie più scure e più chiare. Corrispondono a piccolissime differenze di temperatura di

70 milionesimi di grado !70 milionesimi di grado !

Sono differenze piccolissime. TROPPO PICCOLE, e fanno sorgere un problema serio. Il problema dell’orizzonte.Sappiamo che l’informazione non può viaggiare più veloce della

luce, perciò due regioni di spazio che sono separate da una distanza maggiore di 370 mila anni-luce (l’età dell’universo all’epoca della radiazione di fondo) non potevano essere in contatto causale. Il contatto ci può essere solo fra oggetti che stanno entro un grado di cielo! Come si fa a spiegare l’isotropia del fondo cosmico? Come fanno oggetti più distanti ad avere esattamente la stessa temperatura dappertutto?

Le fluttuazioni sono così piccole su una scala così grande, da essere statisticamente del tutto improbabili. Il modello standard del big bang non riesce a spiegarlo.

Nel modello inflazionario ogni regione dell’universo si dilata in modo esplosivo, circa 1050 volte in un tempo quasi istantaneo (tra 10-35 e 10-33 s)Le piccole fluttuazioni quantistiche non fanno in tempo ad amplificarsi

L’uniformità dell’universo su vasta scala è garantita, ma le piccolissime fluttuazioni sono sufficienti a generare le disomogeneità in massa che hanno reso possibile la formazione delle galassie

C’è ancora qualcos’altro. Abbiamo usato il termine “QUANTISTICO” un po’ a tradimento, senza spiegare di cosa si tratta

RICAPITOLIAMO, anche per riordinare un po’ le idee.Abbiamo incontrato diversi “confini”, o forse è meglio chiamarli

orizzonti.

1. Il “muro di fuoco”: l’emissione più antica dell’universo caldo, la radiazione fossile a microonde a 2,73° K. La vista diretta dell’universo oltre il muro (o precedente a 370000 anni di età) ci è preclusa dalla sua opacità. Possiamo però studiare gli indizi del periodo precedente, come la composizione chimica della materia, la quantità di radiazione ecc.

2. L’universo causale è limitato a 14 miliardi di a. l. Non possiamo vedere oltre perché la luce non ci ha ancora raggiunto (o perché quegli oggetti si allontanano da noi troppo velocemente, tanto da abbassare a zero la frequenza della loro luce)

3. Il processo dell’inflazione è così “singolare” che non ci consente di trovare memoria della situazione ad esso precedente. Non solo non possiamo “vedere” prima dell’inflazione, non ci è dato neppure “dedurre” (per ora?).

La MECCANICA QUANTISTICA governa i processi atomici e nucleari, l’interazione tra radiazione e materia ecc. Insomma, il micromondo.Però invade anche il nostro mondo quotidiano, anche con applicazioni utili che sono prova schiacciante della sua validità: i transistors, i telefoni cellulari, i CD ecc.

L’universo, nella sua vastità, è governato dalla teoria della RELATIVITA’ GENERALE. Tanto per fare un esempio, la distorsione della luce dell’ammasso di galassie Abell 1689 (“lente gravitazionale”) è un effetto predetto dalla relatività generale, ed è prova schiacciante che la relatività funziona

Il guaio è che le due teorie hanno fra loro qualche problema di incompatibilità di carattere. Non si danno fastidio solo perché una si occupa del micromondo, l’altra dell’immensamente grande.Nella relatività generale, l’informazione viaggia, al massimo, alla VELOCITA’ DELLA LUCE.La stranezza di un sistema quantistico è che le sue parti componenti si comportano come un insieme “ipercoerente”: ciò che accade ad una particella è ISTANTANEAMENTE acquisito dall’altra particella, che si comporta di conseguenza, come se l’informazione viaggiasse a velocità INFINITA!

Le due teorie di solito non fanno a pugni solo perché hanno campi di applicazione separati. Ma quando l’universo era più piccolo di un atomo, dovevano per forza lavorare sullo stesso “pezzo”.

Che l’esplosione del big bang sia stata conseguenza di una

RISSA COSMICA?La fusione tra meccanica relativistica e quantistica è l’orizzonte non ancora raggiunto. Ci si sta lavorando

con la teoria delle stringhe…

è il parametro (ancora sconosciuto) che indica la curvatura globale dell’universo. Dipende dalla sua massa totale.

Adesso parliamo un po’ del futuro dell’universo. Questo futuro dipende dalla curvatura globale dello spazio

Fino a pochi anni fa, si pensava che si trattasse di scegliere fra il big crunch e l’espansione illimitata, anche se decelerata dalla gravità complessiva, insufficiente peraltro a far invertire la rotta alle galassie.

In questi ultimi anni si è scoperta una cosa sorprendente, osservando le supernove di tipo Ia. Queste supernove sono molto particolari …

Infatti, esplodono tutte con IDENTICA luminosità. Perché? Prendiamo una nana bianca in un sistema doppio molto stretto. È tanto stretto che la stella compagna, non ancora spenta, ma già in fase di gigante rossa, subisce l’attrazione gravitazionale della nana bianca. Dalla sua superficie il gas le sfugge e va ad accrescere la massa della nana bianca, finché questa non giunge al valore critico (massa di Chandrasekhar), oltre il quale la nana bianca collassa e diventa una stella di neutroni

Il collasso è accompagnato da una immane esplosione che avviene SEMPRE a pari massa, e quindi alla stessa luminosità Lo . Le supernove di tipo Ia sono quindi ottimi indicatori di distanza, perché questa si può dedurre in base alla loro luminosità apparente L.

Nella formula, d è la distanza

Allora, che cosa si è scoperto? Che nelle galassie remote, la cui velocità di allontanamento cosmico può essere apprezzabile, sistematicamente la luminosità delle supernove di tipo Ia risultava minore di quanto ci si potesse aspettare in un universo che si espande per pura inerzia.

Quindi, quelle galassie sono più lontane del previsto. E quindi…

L’espansione sta accelerando!

A quanto pare, la nostra situazione è questa

Altro bel grattacapo: oltre la materia oscura, l’energia oscura …

“Ciò che conosciamo è una goccia. Ciò che ignoriamo è un oceano”Isacco NEWTON

A quanto pare, il vecchio Albert aveva ragione anche quando credeva di aver sbagliato. Per descrivere questo universo c’è

bisogno di quella famosa correzione nelle equazioni della relatività generale: la COSTANTE COSMOLOGICA

A QUESTO PUNTO, ABBIAMO RAGGIUNTO UN ALTRO CONFINE COSMICO

Quello del tempo concesso a questa presentazione

FINE