La storia termica del nostro universo: l'importanza della cosmologia

L'universo è finito o infinito? Perché pensiamo che esista l'antimateria? Cosa è la radiazione cosmica di fondo? La cosmologia si occupa di questo.

La storia termica del nostro universo: l'importanza della cosmologia
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L'universo è probabilmente il più grande mistero che l'umanità si sia mai trovata a cercare di risolvere. Domande come: Perché esiste tutto? Quando è nato l'universo? Quanta materia c'è dentro? È finito o è infinito, ha una geometria piatta o curva, è davvero omogeneo e isotropo come ci appare? Siamo posizionati in punto preferenziale, oppure quello che vediamo è la stessa cosa che vedrebbe qualsiasi altro osservatore in qualunque altro punto dell'universo? Perché siamo fatti di materia e non di antimateria? Si espanderà all'infinito? Si fermerà? Tornerà indietro? Di cosa è fatta la materia oscura? E l'energia oscura?

La cosmologia tenta di rispondere a tutte queste domande, o meglio, a tutte tranne che la prima (è più materia di carattere religioso o filosofico). La fisica indaga il come, piuttosto che il perché. Purtroppo, molte di queste domande non hanno ancora una risposta, in alcuni casi hanno molte risposte e non sappiamo quale sia quella giusta, se quelle presenti o una che ancora non è stata formulata; in altri casi, invece, abbiamo un'idea abbastanza chiara di cosa sia accaduto e come sia accaduto, tanto che negli ultimi anni si parla di "cosmologia di precisione", proprio per il fatto che riusciamo a determinare parametri, costanti della fisica e valori (come l'età dell'universo) con errori estremamente piccoli.

Principio cosmologico

La Cosmologia studia, quindi, la struttura e l'evoluzione dell'Universo osservabile utilizzando le leggi della Fisica così come sono state dedotte dalle esperienze condotte sulla Terra. Non esistono indicazioni che queste leggi debbano essere valide su grandi scale, ovvero su scala cosmica.

La Cosmologia è, quindi, anche un modo per verificare le leggi della Fisica in un contesto spaziale (e temporale) molto più ampio di quello in cui sono state dedotte, oltre ad avere una particolarità molto importante rispetto agli altri rami della Fisica: non è possibile riprodurre le misure, ovvero ripetere le misure su altri sistemi fisici simili a quello oggetto di studio. L'Universo è unico e gli altri Universi, se anche esistessero, non sarebbero osservabili. Pertanto non considereremo mai alcuna proprietà dell'Universo come "tipica".

Per prima cosa, occorre introdurre un concetto importantissimo presente in cosmologia, che è il principio cosmologico, il quale ci dice che non siamo in alcun modo osservatori preferenziali dell'universo.

Ciò che vediamo noi deve essere uguale a ciò che vedrebbe qualsiasi altro osservatore si trovasse in qualunque altro punto dell'universo. Questo non significa che anche loro vedrebbero, ad esempio, quanto osservato nell'incredibile foto della galassia Andromeda nella stessa posizione in cui la vediamo noi, magari alla stessa distanza. Piuttosto, anche loro vedrebbero un numero di galassie che non è molto più grande o molto più piccolo di quello che osserviamo noi e vedrebbero, come noi, la radiazione cosmica di fondo, con le medesime proprietà. Le nostre e le loro osservazioni finirebbero necessariamente per arrivare alle medesime conclusioni logiche per ciò che concerne le leggi dell'Universo, la sua storia, la sua evoluzione.

Una delle conquiste della cosmologia moderna è, ad esempio, quella di aver ricostruito la storia termica dell'universo fino a pochi istanti dopo il big bang, ed è proprio ciò di cui parleremo oggi. D'altra parte, conoscere la nostra storia termica significa comprendere come si sono formate tutte le strutture che vediamo (le galassie) partendo però da condizioni iniziali di estrema omogeneità e isotropia, ma significa anche comprendere perché i fisici hanno dovuto inserire la materia oscura (qua una mappa della materia oscura presente nella via lattea) o capire perché siamo limitati nell'osservare l'Universo indietro nel tempo. Ma cosa significa tutto questo? Andiamo con ordine.

L'omogeneità e l'isotropia dell'universo

Nel 1965, Arno Penzias e Robert Wilson stavano calibrando un sistema di ricezione alle lunghezze d'onda centimetriche nei laboratori della Bell Telephone quando scoprirono un'emissione intensa e diffusa nelle bande centimetriche, millimetriche e submillimetriche.

Per loro, in funzione del lavoro che stavano svolgendo, era semplicemente rumore, ma l'emissione era molto interessante per varie ragioni. Per prima cosa, era estremamente uniforme in cielo. Ovvero in qualsiasi punto si guardasse continuavamo a ricevere la stessa cosa. Sembrava, cioè, che tale emissione provenisse da ogni singolo punto dell'Universo. Purtroppo, il picco dello spettro era nel millimetrico (molto difficile da studiare da Terra), motivo per cui abbiamo dovuto attendere gli anni '70 e '80 per i primi esperimenti con i palloni stratosferici che hanno permesso lo studio dello spettro. I risultati furono particolarmente strabilianti, poi confermati definitivamente dal satellite COBE nel 1989: si trattava di un'emissione di corpo nero praticamente perfetta. A dire il vero è ciò che più si avvicina all'emissione di corpo nero teorica che avevamo formulato e mai osservata. Jhon Mather e George Smoot hanno vinto il premio Nobel per la Fisica nel 2006 proprio grazie a questo studio tramite COBE.

Perché era così importante il fatto che la radiazione cosmica di fondo fosse un corpo nero? Ci stava dicendo che l'universo che l'aveva emessa possedeva uno stato di forte equilibrio termodinamico tra materia e radiazione. Equilibrio termodinamico che, ad un certo momento della storia dell'universo si deve essere rotto. Se anche voi volete "vedere" la radiazione di fondo, ai nostri giorni è abbastanza semplice. Basta accendere una vecchia televisione ad antenna non sintonizzata su alcun canale. Le "formichine" che si vedono sono in parte rumore derivante dalla radiazione cosmica di fondo.

Negli anni successivi, questa radiazione è stata molto studiata, si sono costruite mappe a tutto cielo e si è presto capito che tale radiazione è estremamente omogenea e isotropa, ovvero che è tutta praticamente uguale, in qualsiasi punto del cielo si guardi. Questo fatto, che a prima vista può sembrare di poco conto, pone un problema irrisolto ancora oggi: il problema dell'orizzonte, di cui parleremo più avanti.

Per terminare, invece, le proprietà di questa radiazione cosmica di fondo, dobbiamo semplicemente aggiungere che la temperatura di tale radiazione (osservata oggi) è di 2,728 gradi kelvin con fluttuazioni minuscole più piccole di un millesimo. Proprio questa variazione piccolissima di temperatura ci fa parlare di omogeneità.

Nel modello del big bang, e quindi di un universo in espansione (quello ufficialmente accettato dalla comunità scientifica), l'universo si raffredda nel tempo. La legge che governa questo raffreddamento è abbastanza semplice e ci permette di comprendere come la temperatura della radiazione cosmica di fondo, che oggi osserviamo a 2,728 °K, era in verità stata emessa a circa 4000 °K (per poi raffreddarsi con l'espansione), a un redshift di circa 1500. Il redshift ci da un'indicazione di quanto indietro nel tempo stiamo guardando ed è un risultato diretto dell'espansione dell'universo. La crescita del redshift non è lineare e varia in modo diverso a seconda di vari fattori. Il nostro tempo ha comunque redshift 1, il big bang ha redshift tendente a infinito e un redshift di 1500 corrisponde a circa 300.000 anni dopo il big bang. In termini cosmici, è praticamente l'inizio dell'Universo.

Questo rappresenta anche il punto più lontano osservabile con gli strumenti che abbiamo a disposizione. Tuttavia, c'è più di un limite tecnico. A redshift di circa 1500 si ha, infatti, la superficie di ultimo scattering: prima di questo evento, l'Universo era completamente opaco alla radiazione. Questo significa che guardare la superficie di ultimo scattering dell'Universo, e quindi la radiazione cosmica di fondo, equivale a osservare la superficie di una stella, non se ne può vedere l'interno, almeno non osservando i fotoni.

Un modo per aggirare questo problema potrebbe essere quello di osservare la superficie di ultimo scattering dei neutrini, un analogo fisico di ciò che avviene per i fotoni a redshift 1500, avvenuta però a redshift 1.000.000.000.000 (10 alla 12), che corrisponde a un'età dell'universo di circa 1 secondo.

Purtroppo, riusciamo con fatica ad osservare persino i neutrini che ci arrivano dal nostro Sole (conoscete il problema dei neutrini solari?) e siamo, quindi, ben lontani dall'avere la tecnologia necessaria per osservare il muro di neutrini. Se ci riuscissimo, questo equivarrebbe a studiare ed osservare l'universo ad appena un secondo dalla sua nascita.

Il problema dell'orizzonte

L'omogeneità dell'universo pone un problema fondamentale: immaginiamo di prendere due punti molto distanti tra loro nella volta celeste e di guardare tanto lontano da raggiungere il muro di fotoni, e quindi la superficie di ultimo scattering, e cioè di osservare la radiazione cosmica di fondo.

Questi due punti sono lontanissimi nello spazio, eppure le loro caratteristiche sono pressoché identiche, come se ci fosse stato, tra di loro, scambio di informazioni. Eppure lo scambio di informazioni può avvenire solo alla velocità della luce, ma con un semplice calcolo si realizza facilmente che in nessun momento l'Universo ha avuto le dimensioni sufficienti perché potesse avvenire scambio di informazioni tra due punti più distanti di un grado sulla volta celeste (ovvero due punti vicinissimi), in gergo si dice che i due punti non sono mai stati in connessione causale tra di loro. Eppure. l'evidenza ci dice che tutta la volta celeste ha le stesse caratteristiche di omogeneità: come è possibile?

Proprio per risolvere questo problema nasce la teoria dell'inflazione (potrete scoprirla meglio nel nostro speciale sulla teoria dell'Inflazione), la quale prevede un'espansione esponenziale iniziata circa 10 alla meno 35 secondi dopo il big bang, che ha portato l'universo ad un aumento in dimensioni di circa un miliardo di miliardi di miliardi di volte.

Se l'ipotesi fosse corretta risolverebbe il problema dell'orizzonte, in quanto le proprietà fisiche si sarebbero livellate subito prima dell'espansione. Regioni anche molto distanti dell'Universo sarebbero state, quindi, in un rapporto di causalità per un brevissimo lasso di tempo nel passato, subito prima che l'inflazione congelasse questa omogeneità.

La storia termica dell'universo

Riassumiamo i principali punti di riferimento nella storia termica del nostro universo muovendoci all'indietro nel tempo. Dalle osservazioni è evidente che le galassie si sono formate abbastanza tardi (con alcune rare eccezioni).

In particolare, si può prendere il loro rapporto di densità (ovvero quanto sono dense in confronto alla densità media dell'universo) per comprendere con maggiore facilità che, se si fossero formate ad un redshift superiore a 100, adesso avrebbero un rapporto di densità molto maggiore di quello che hanno. Questo perché l'espansione ha come conseguenza diretta la diminuzione della densità media dell'Universo (la materia rimane costante ma lo spazio aumenta). Se ne conclude, quindi, che devono essersi formate a un redshift inferiore a 100, stima peraltro molto generosa. Calcoli più precisi, infatti, indicano un redshift inferiore a 30.

A redshift 1500 possiamo ora inserire la ricombinazione, che corrisponde al muro di fotoni, ovvero all'emissione della radiazione cosmica di fondo, oltre il quale non ci è possibile osservare direttamente. Anche questo è un numero indicativo e calcoli più precisi indicano redshift 1089.

L'epoca precedente che ha rilevanza dal punto di vista della storia termica si trova a redshift 6000, ed è il momento in cui si ha equivalenza tra materia e radiazione (in termini di densità di energia). Prima di questo momento, l'Universo era dominato dalla radiazione (Radiation Dominated Era), mentre dopo questo momento, cioè a redshift più piccoli, l'Universo diventa dominato dalla materia (Matter Dominated Era).

Continuando, indietro nel tempo si arriva ad un redshift di 3 x 10 alla 8. I fotoni in questo momento avevano energia sufficiente a dissociare i nuclei di deuterio e di elio. Ciò significa che fino a questo momento non si erano potuti creare tali nuclei in modo stabile.

Un altro modo per dire la medesima cosa è che questo è il momento della nucleosintesi primordiale, si cominciano cioè a creare in modo abbastanza stabile i primi nuclei leggeri (deuterio, trizio, elio, un po' di litio e berillio). La fase della nucleosintesi primordiale è essenziale all'interno del modello del big bang perché prevede le abbondanze di questi elementi senza alcuna possibilità di un fine tuning, ovvero gli unici parametri in gioco sono costanti fondamentali della fisica. In parole povere ci dice, ad esempio, quanto deuterio dovremmo osservare e, se non osserveremo poi esattamente quella quantità, questa sarebbe una forte indicazione del fatto che il nostro modello è sbagliato.

Fortunatamente, l'accordo tra modello e osservazioni è perfetto. Inoltre, la nucleosintesi ci da indicazioni precise sulla quantità di materia barionica presente nell'universo, ovvero il 4% del totale. Noi, tuttavia, sappiamo da molte altre fonti e calcoli, che la materia deve rappresentare in tutto il 30% dell'universo. Se ne conclude quindi che il 26% di tutta la materia è non barionica, ovvero quella che oggi chiamiamo materia oscura.

Ancora più indietro, per un redshift di 2 x 10 alla 9, i fotoni sono sufficientemente energetici da creare coppie di elettrone e positrone (l'antiparticella dell'elettrone). Questo è, quindi, l'ultimo momento dall'inizio dell'Universo in cui la radiazione possiede tale energia. Quindi si può dire che, da questo momento in poi, si ha un'annichilazione tra elettroni e positroni con conseguente trasferimento di energia alla radiazione. L'energia trasferita è tale da compensare, in questa fase, il normale raffreddamento dovuto all'espansione. La temperatura rimane quindi costante, come per una transizione di fase.

Arriviamo ora a redshift 10 alla 12, ovvero al muro di neutrini che avevamo visto in precedenza, appena 0,7 secondi (circa) dopo il big bang. Per 4 x 10 alla 12 la radiazione ha energia sufficiente energia da dar luogo alla creazione di coppie barione e anti-barione. Come prima, questo è il momento in cui si comincia ad avere un'annichilazione tra barioni e anti-barioni, ovvero è il momento dell'annichilazione tra materia ed anti-materia, con conseguente rilascio di energia.

Per la seconda volta si ha che la temperatura rimane costante, proprio come una transizione di fase. Se l'Universo fosse stato perfettamente simmetrico, si avrebbe avuto la stessa quantità di materia ed anti-materia (per saperne di più, tra l'altro, potrebbe interessarvi sapere che cos'è l'antimateria) e l'annichilazione avrebbe creato un Universo fatto solo ed esclusivamente di radiazione, Universo in cui noi non potremmo esistere. Questa asimmetria è uno dei più grandi misteri della cosmologia.

Teoricamente si può andare indietro nel tempo all'infinito e con intervalli sempre più brevi, e i teorici più ambiziosi si spingono fino all'epoca di Planck, ovvero a circa 10 alla -43 secondi dopo il big bang. Tuttavia, la fisica in questa fase è molto diversa da quella vista fino ad adesso, senza contare il fatto che, purtroppo, non è osservabile con alcuno strumento presente o futuro (come invece potrebbe essere la barriera di neutrini).

Studiare la storia termica dell'universo ci permette, quindi, di capire come e quando si sono formate le galassie e di definire molti limiti alle costanti fondamentali della fisica, limiti che poi possiamo verificare sperimentalmente per capire se il modello sviluppato è coerente con la realtà oppure no. Le domande aperte in cosmologia sono comunque moltissime ed è sicuramente uno degli ambiti di studio più affascinanti di tutto lo scibile umano.