| Prologo
La storia dell'universo secondo la tesi ad oggi più accreditata nella comunità scientifica si può far iniziare con un evento spiegato dalla «teoria del Big Bang», espressione questa coniata dallo scienziato George Gamow. Secondo tale teoria l'universo, durante la sua nascita, da un punto di infinita densità si sarebbe espanso autogenerandosi (una metafora molto usata, sebbene impropria, per descrivere questo fenomeno è quella di una colossale esplosione), fenomeno detto "Big Bang".
Una delle prove a sostegno di questa ipotesi è la radiazione diffusa che ancora persiste dall'ipotetico inizio dell'universo.
Lo stato della materia prima del Big Bang non è descrivibile in termini fisici, trovandosi essa in uno stato chiamato dai fisici "singolarità".
Mentre le ipotesi sul futuro dell'universo variano dall'espansione illimitata ad un fenomeno oscillante di espansione-contrazione, possibile conseguenza di un universo chiuso, niente è dato sapere sul prima del Big Bang: probabilmente il tempo è nato in quel momento.
L'interpretazione sulle origini dell'universo è una questione al confine tra scienza e filosofia: la possibilità di una validazione empirica delle varie ipotesi risulta spesso ardua se non impossibile. Alcune di queste teorie postualano cicli infiniti di morte e rinascite dell'universo, altre addirittura postulano l'esistenza non solo del nostro ma di altri universi.
La storia dell'universo è composta dalle origini e dalla evoluzione che è parte integrante della cosmologia. Nel XX secolo vennero formulati tre tipi di modello:
chiuso, aperto e piatto
· Quello dell'universo chiuso che si evolve verso un destino di collasso della materia che finirà con un gigantesco evento, il Big Crunch.
· Quello stazionario che comporta un universo statico, che non cambia.
· Quello aperto che prevede un universo che tende ad espandersi all'infinito.
Einstein nel 1917 propose un modello basato sulla teoria della relatività generale; un modello statico dove la gravità creava una curvatura nello spazio-tempo; e per avvalorare meglio questo suo concetto introdusse la Costante cosmologica, una forza che bilanciava la forza d'attrazione gravitazionale.
Aleksandr Aleksandrovič Fridman disse che l'universo si espande, e le modalità di questa espansione dipendono dalla densità media della materia in esso contenuta: se essa fosse troppo piccola la reciproca attrazione delle galassie causerebbe un rallentamento dell'espansione stessa ma non tale da fermarla, quindi si parla di un universo aperto.
Al contrario se la densità della materia fosse maggiore del valore critico di: (5 x 10-3 g/cm3) l'espansione sarebbe destinata a fermarsi e si avrebbe una contrazione fino ad arrivare al collasso, si parla quindi di universo chiuso; inoltre la teoria sostiene che potrebbe di nuovo esplodere per riespandersi per di nuovo ricollassare in un ciclo infinito, si parla di Universo pulsante.
George Gamow forte della teoria di Fridman e quella di Georges Lemaître riguardante l'atomo primordiale, ipotizzò l'idea di una grande esplosione (Big Bang), dove la materia trovandosi in condizioni di temperatura e densità estreme, causò il Grande botto che portò all'espansione ed alla creazione dell'odierno universo.
Interessante è anche la teoria di Andrej Linde che vuole dopo il fatidico Big Bang, la formazione di molti universi ognuno racchiuso in sé stesso dentro una specie di bolla, ognuna delle quali al proprio interno ha leggi fisiche diverse; questa teoria è chiamata dei Multiversi.
Oggi i cosmologi sono portati a considerare la teoria dell'Inflazione, espressa da Alan Guth come quella che si addice maggiormente alla realtà, considerandola alla luce delle odierne scoperte e conoscenze; partendo dalla teoria di Gamow che inserisce concetti della Fisica delle particelle elementari, si arriva ad una ipotesi, mai fatta prima, su ciò che sarebbe successo durante il primo secondo di vita dell'universo, perché poco si sapeva della proprietà della materia a tali estreme condizioni, ma Guth, partendo dalle ricerche fatte da Stephen Hawking, ideizzò un processo di espansione oltremodo veloce; utilizzando la teoria dei campi gravitazionali pensò che una regione di quello stato caotico cominciasse a gonfiarsi così velocemente da dare origine al nostro universo.
In definitiva al momento la teoria accettata è quella inflazionistica, che vede alle origini una singolarità, che causa un'esplosione in un preuniverso caotico, che con grande rapidità nel primo secondo si espande, per poi continuare sempre più, non rallentata abbastanza dalla forza gravitazionale delle galassie e dalla presenza massiccia della materia oscura.
Saul Perlmutter annunciò che i dati in suo possesso vedevano un universo in espansione con moto accelerato, come se esistesse una forza antigravitazionale a fare da motore, questa forza è stata chiamata Energia oscura, e ciò porterà in futuro ad un aumento dei valori del volume dell'universo ed a un disgregarsi delle galassie.
Si ritiene che il Sole e i pianeti si siano formati da una nebulosa di gas interstellari in contrazione, circa 4,6 miliardi di anni fa. L'ipotesi di un'origine comune trova conferma nell'analisi di alcune regolarità di comportamento dei pianeti, che ruotano attorno al Sole muovendosi tutti nello stesso verso e percorrendo orbite sostanzialmente complanari.
Circa 5 miliardi di anni fa al centro della nebulosa si sarebbe creata una parte più densa e di conseguenza la nube, sotto la spinta della forza gravitazionale, avrebbe cominciato a contrarsi.
In pochi milioni di anni, nella zona centrale, la densità e la temperatura sarebbero aumentate e si sarebbe formato il proto-Sole. Contemporaneamente, la contrazione avrebbe causato un aumento della velocità di rotazione e della forza centrifuga del sistema. Così la nube si sarebbe appiattita, assumendo un aspetto simile a un disco rotante intorno al Sole. Il collasso gravitazionale della massa del proto-Sole avrebbe causato un incremento della temperatura nella zona più centrale.
Nelle fasi finali del processo, un forte vento solare avrebbe trascinato verso le regioni più esterne tutti gli elementi leggeri, soprattutto idrogeno ed elio.
Mentre il nucleo del proto-Sole si riscaldava fino a raggiungere le temperature necessarie per le reazioni termonucleari, nel disco circostante accrescevano alcuni corpi attraverso delle collisioni e attirando frammenti più piccoli presenti nello spazio circostante. Si sarebbero formati così i proto-pianeti, dai quali sarebbero derivati gli attuali pianeti, mentre il proto-Sole si trasformava in una stella gialla e stabile.
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.
Rappresentazione artistica del modello a brane, in cui si ipotizza che l'origine dell'attuale universo sia dovuto all'interazione tra due brane diverse.
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.
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.[72]
· modelli di mondo-brana[73], nei quali l'inflazione è dovuta al movimento delle "brane" (enti proposti nella teoria delle stringhe). I modelli di mondo-brana includono:
o il modello pre-Big Bang;
o il modello ekpirotico, nel quale il Big Bang è il risultato di una collisione tra brane;
o il modello ciclico, una variante del modello ekpirotico nel quale le collisioni avvengono periodicamente.[74][75][76]
· la teoria dell'inflazione caotica, nella quale eventi inflattivi 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.[77][78]
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.
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.
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.
Nella cosmologia basata sul Big Bang, l'energia oscura è un'ipotetica forma di energia che si trova in tutto lo spazio ed ha una pressione negativa. L'introduzione dell'energia oscura è al giorno d'oggi il modo più popolare fra i cosmologi per spiegare le osservazioni d'un universo in accelerazione come pure per colmare una significativa porzione di massa mancante dell'universo (circa il 90%).
Due forme proposte di energia oscura sono la costante cosmologica, una densità d'energia costante che riempie omogeneamente lo spazio, e la quintessenza, un campo dinamico la cui densità d'energia varia nello spazio e nel tempo. Distinguere le possibilità richiede misure accurate dell'espansione dell'universo per capire come la velocità d'espansione cambi nel tempo. Il coefficiente d'espansione è parametrizzato dall'equazione di stato. Calcolare l'equazione di stato dell'energia oscura è uno degli sforzi più grandi nella cosmologia d'osservazione.
L'aggiunta di una costante cosmologica nella teoria base della cosmologia (vedi Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker) ha portato all'adozione di un modello chiamato modello Lambda-CDM. Questo modello è in accordo con le osservazioni cosmologiche confermate.
Il termine energia oscura fu coniato da Michael Turner.
L'esatta natura dell'energia oscura è oggetto di ricerca. È conosciuta per essere omogenea, non molto densa e non interagire fortemente attraverso alcuna delle forze fondamentali, tranne la gravità. Dal momento che non è molto densa, circa 10−29 grammi per centimetro cubo, è difficile immaginare esperimenti per trovarla in laboratorio. L'energia oscura può solo avere un impatto sull'universo, tale da costituire il 70% di tutte le energie, poiché riempie uniformemente tutti gli spazi vuoti. I due modelli più importanti sono la costante cosmologica e la quintessenza.
Costante cosmologica
La spiegazione più semplice dell'energia oscura è il "prezzo di avere spazio", ovvero un volume di spazio ha dell'energia intrinseca e fondamentale. Questa è la costante cosmologica, talvolta chiamata Lambda (da cui il modello Lambda-CDM) dal simbolo matematico usato per rappresentarla: la lettera greca Λ. Dal momento che energia e massa sono unite dalla formula E=mc², la teoria della relatività generale di Einstein prevede che ci saranno effetti gravitazionali. Talvolta è chiamata energia del vuoto in quanto è la densità dell'energia di un vuoto. Infatti, la maggior parte delle teorie della fisica delle particelle predice fluttuazioni del vuoto che gli darebbero esattamente questo tipo di energia. La costante cosmologica è stimata essere dell'ordine di circa 10−29 g/cm3 o di 10−123 in unità di Planck.
La costante cosmologica ha una pressione negativa equivalente alla densità della sua energia e per questo motivo fa sì che l'espansione dell'universo acceleri. La ragione per cui la costante ha tale valore di pressione può essere trovata nella termodinamica classica. Il lavoro prodotto da un cambiamento di volume dV è uguale a −p dV, dove p è la pressione. Ma la quantità di energia in un contenitore di energia vuota in realtà aumenta quanto il volume aumenta (e quindi dV è positivo), in quanto l'energia è uguale a ρV, dove ρ è la densità dell'energia della costante cosmologica. Quindi p è negativo ed infatti p = −ρ.
Uno dei più grandi problemi non risolti della fisica è che la maggior parte delle teorie quantistiche dei campi prevedono un valore enorme per la costante dall'energia del vuoto quantico, fino a 123 ordini di magnitudine in più. Questo vorrebbe dire che dovrebbe venire annullata da una forza uguale e di segno opposto. Alcune teorie supersimmetriche richiedono che la costante cosmologica sia esattamente zero. Questo è il problema della costante cosmologica, il peggior problema di precisione nella fisica: non c'è modo naturale (conosciuto) per ricavare, anche approssimativamente, la costante cosmologica infinitesimale osservata in cosmologia dalla fisica delle particelle. Alcuni fisici, tra i quali Steven Weinberg, pensano che il delicato equilibrio dell'energia del vuoto quantico sia spiegata al meglio dal principio antropico.
Nonostante questi problemi, la costante cosmologica è in molti aspetti la soluzione più economica al problema dell'accelerazione cosmica. Il modello standard di questi giorni include la costante cosmologica come una caratteristica essenziale.
Quintessenza
Alternativamente, l'energia oscura potrebbe derivare dall'eccitazione di particelle in alcuni tipi di campi dinamici, e chiamata quintessenza. Questa differisce dalla costante cosmologica in quanto può variare nello spazio e nel tempo. Affinché questa non formi strutture come materia, deve essere molto leggera in modo tale da avere una lunghezza d'onda di Compton molto grande.
Non ci sono prove dell'esistenza della quintessenza adesso, ma non può essere eliminata a priori. Generalmente prevede un'accelerazione minore dell'espansione dell'universo rispetto alla costante cosmologica. Alcuni scienziati ritengono che la miglior prova della quintessenza derivi dalla violazione del principio di equivalenza di Einstein e dalle variazioni delle costanti fondamentali nello spazio e nel tempo. I campi scalari sono previsti dal modello standard e dalla teoria delle stringhe, ma un problema simile a quello della costante cosmologica (o il problema della costruzione di modelli di inflazione cosmica) appare: la teoria della rinormalizzazione vuole che i campi scalari acquistino una grande massa.
Il problema della coincidenza cosmica si chiede come mai l'accelerazione cosmica cominci quando la si stima essere cominciata. Se fosse cominciata prima, nell'universo strutture come le galassie non avrebbero avuto il tempo per formarsi, vivere e, almeno per quanto sappiamo, di esistere. Chi sostiene il principio antropico vede questo come una forte prova della loro tesi. Ad ogni modo, molti modelli di quintessenza hanno un comportamento tale da risolvere il problema. In questi modelli, il campo della quintessenza ha una densità che traccia la densità della radiazione fino a che materia e radiazioni si equivalgono. Ciò fa sì che la quintessenza cominci a comportarsi come energia oscura, ed infine a dominare l'universo. Questo imposta la bassa scala d'energia dell'energia oscura.
Alcuni casi particolari di quintessenza sono l'energia fantasma, dove la densità dell'energia della quintessenza cresce con il tempo, e l'essenza-k (quintessenza cinetica), che possiede una forma non standard di energia cinetica. Queste possono avere proprietà inusuali: l'energia fantasma ad esempio può causare il Big Rip.
Alcuni teorici pensano che l'energia oscura e l'accelerazione cosmica siano prova d'un fallimento della relatività generale su scale superiori a quelle dei superammassi di galassie. Uno dei modelli alternativi sono le teorie MOND(MOdified Newton Dynamics, dinamica newtoniana modificata. Comunque, la maggior parte dei tentativi di modificare la relatività generale si sono dimostrati o equivalenti alle teorie della quintessenza o in contrasto con le osservazioni
Altri teorici pensano invece che l'energia oscura e l'accelerazione cosmica siano prova d'un fallimento del modello Standard del Big Bang, dato che costringe ad ammettere la presenza di qualcosa di non (ancora) esperibile.
Altre idee sull'energia oscura derivano dalla teoria delle stringhe, dalla cosmologia brane ([1]) e dal principio olografico, ma non si sono ancora dimostrate efficaci come quelle della quintessenza e della costante cosmologica. In analogia con fenomeni osservabili nei liquidi, si dovrebbe ipotizzare che il numero quasi infinito di urti infinitesimi tra un numero quasi infinito di particelle possa produrre una specie di pressione che allarga il pallone del nostro universo.
L'antimateria è un agglomerato di antiparticelle corrispondenti alle particelle che costituiscono la materia ordinaria. Ad esempio, un atomo di antidrogeno è composto da un antiprotone caricato negativamente, attorno al quale orbita un positrone (antielettrone) caricato positivamente. Se particella ed antiparticella vengono a contatto, le due si annichiliscono emettendo radiazione elettromagnetica.
La prima ipotesi dell'esistenza dell'Antimateria fu ad opera del fisico Paul Dirac nel 1930 che per primo pensò al positrone come antiparticella dell'elettrone. Nel 1932 Carl David Anderson ne diede la conferma sperimentale dell'esistenza.Nel 1959 i fisici Emilio Segrè e Owen Chamberlain scoprirono l'antiprotone grazie al quale ricevettero il premio Nobel.
Nel 1965 al CERN di Ginevra con l'acceleratore di particelle PS (protosincrotone) il gruppo di ricerca condotto dal fisico italiano Antonino Zichichi scopre il primo nucleo di antimateria, e cioè un nucleo di antideuterio contemporaneamente a un gruppo del Laboratorio Nazionale di Brookhaven a New York con l'AGS (Alternating Gradient Synchroton).
Nel 1978 ricercatori italiani e francesi guidati da Giorgio Giacomelli scoprirono nuclei di antitrizio (un antiprotone e due antineutroni )e di antielio 3 (due antiprotoni e un antineutrone). Con l'acceleratore di Serpukhov scienziati russi ottennero analoghi risultati.
Gli scienziati sono riusciti, nel 1995, a produrre antiatomi di idrogeno, ed anche nuclei di antideuterio.
Nel 1997 al CERN ricercatori svizzeri, italiani, inglesi, danesi, giapponesi e brasiliani sotto il progetto ATHENA (ApparaTus for High precision Experiments with Neutral Antimatter, in italiano apparato per esperimenti di alta precisione con antimateria neutrale), crearono i primi atomi di antidrogeno. Circa 50.000 atomi. La stessa collaborazione riuscì a sintetizzare il protonio, un atomo instabile composto da un protone e da un antiprotone.
Antimateria come fonte di energia
Se una parte di antimateria si annichilisce a contatto con della materia ordinaria, tutta la massa delle particelle ed antiparticelle annichilite viene convertita in energia. Questo processo permetterebbe di ottenere enormi quantità di energia da quantità molto piccole di materia ed antimateria, al contrario di quanto avviene invece per le reazioni nucleari e chimiche, dove a parità di massa di combustibili utilizzati viene prodotta una quantità di energia molto più piccola. La reazione di 1 kg di antimateria, con 1 kg di materia produce 1,8×1017 J di energia (in base all'equazione E=mc²). Per contro, bruciare 1 kg di petrolio fornisce 4,2×107 J, mentre dalla fusione nucleare di 1 kg di idrogeno si otterrebbero 2,6×1015 J. In altre parole, l'annichilazione della materia con l'antimateria produce circa 70 volte l'energia prodotta dalla fusione nucleare dell'idrogeno in elio e quattro miliardi di volte l'energia prodotta dalla combustione del petrolio.
Data la scarsità dell'antimateria in natura, l'antimateria non è una valida fonte di energia. Generare un singolo atomo di antimateria è immensamente difficile e dispendioso. Sono necessari acceleratori di particelle ed enormi quantitativi di energia, enormemente superiori a quella rilasciata dopo l'annichilazione con la materia ordinaria, rendendo di fatto l'impresa poco conveniente. A meno che non vengano scoperte fonti naturali di antimateria o non si trovi un processo efficiente di produzione della stessa e per la sua conservazione per tempi lunghi, evitando che si annichilisca con la materia che ne costituirebbe il serbatoio, il suo possibile sfruttamento rimarrà più che altro una mera curiosità scientifica.
A livello teorico, dato che l'energia prodotta dall'annichilimento materia/antimateria è nettamente superiore a quella prodotta da altri sistemi propulsivi, il rapporto tra peso del carburante e spinta prodotta sarebbe estremamente vantaggioso. L'energia ottenibile dalla reazione di pochi grammi di antimateria con altrettanti di materia sarebbe sufficiente a portare una piccola navicella spaziale sulla Luna.
I cosmologi ipotizzano che l'accelerazione sia cominciata circa 5 miliardi di anni fa. Prima di ciò, si pensa che l'espansione fosse in decelerazione a causa dell'influenza attrattiva della materia oscura e dei barioni. La densità dalla materia oscura in un universo in espansione scompare più velocemente rispetto all'energia oscura, ed infine questa domina. Nello specifico, quando il volume dell'universo raddoppia, la densità della materia oscura è dimezzata, ma quella dell'energia oscura rimane quasi invariata (esattamente invariata nel caso della costante cosmologica).
Se l'accelerazione continua indefinitamente, il risultato ultimo sarà che le galassie al di fuori del superammasso locale si sposteranno oltre l'orizzonte cosmico: non saranno più visibili, perché la loro velocità relativa diverrà più grande della velocità della luce. Questa non è una violazione della relatività ristretta, e l'effetto non può esser usato per mandare segnali tra le galassie. In realtà non c'è modo di definire la "velocità relativa" in uno spaziotempo curvato. La velocità relativa e la velocità possono essere definite solo in uno spaziotempo piatto o in sezioni sufficientemente ristrette (infinitesimali) dello spaziotempo curvato. Piuttosto, previene ogni comunicazione tra le galassie e gli oggetti perdono il contatto. La Terra, la Via Lattea ed il Superammasso Locale comunque, rimarrebbero virtualmente indisturbati mentre il resto dell'universo si allontanerebbe. In questo scenario, il superammasso locale soffrirebbe la morte termica proprio come si pensava per l'universo piatto e materiale, prima delle misurazioni dell'accelerazione cosmica.
Ci sono diverse idee sul futuro dell'universo. Una di queste suggerisce che l'energia fantasma causerà un'espansione divergente, implicando che la forza effettiva dell'energia oscura continui a crescere fino a dominare tutte le altre forze dell'universo. In questo scenario l'energia oscura distruggerebbe tutte le strutture legate dalla gravità, includendo galassie e sistemi solari, ed infine supererebbe le forze elettriche e nucleari distruggendo gli atomi stessi, facendo terminare l'universo con un Big Rip (grande strappo). D'altro canto, l'energia oscura potrebbe scomparire con il tempo, o addirittura diventare attrattiva. Tali incertezze lasciano aperta la possibilità che la gravità possa predominare portando l'universo ad una contrazione detta "Big Crunch". Alcuni modelli, come quello ciclico dicono che sia questa la fine.
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