Universo

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Introduzione

Universo L’insieme di tutta la materia e l’energia esistenti e dello spazio che le contiene. L’universo, la sua origine e la sua evoluzione sono oggetto di studio della cosmologia, disciplina scientifica che si avvale delle osservazioni astronomiche e delle teorie fisiche (in particolare, della relatività generale) per elaborare possibili modelli di universo.

Gli studi condotti nel corso del XX secolo hanno portato alla formulazione di tre possibili modelli: quello di universo chiuso, secondo il quale lo spazio e tutto ciò che contiene sarebbero destinati a collassare un giorno in un gigantesco evento implosivo, definito Big Crunch; quello di universo stazionario, che prevede invece un universo statico e immutabile; e quello di universo aperto, secondo cui il cosmo sarebbe destinato a espandersi indefinitamente. Quale dei tre sia il modello che più si avvicina alla realtà è un problema aperto della moderna cosmologia.

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I modelli di universo

Fino all’inizio degli anni Venti del XX secolo, i modelli di universo più accreditati presso la comunità scientifica erano quelli di un universo statico (stazionario). Lo stesso Albert Einstein, nel 1917, propose un modello basato sulla teoria della relatività generale, in cui la forza di gravità veniva descritta come una curvatura dello spazio-tempo quadridimensionale: Einstein avrebbe potuto predire l’espansione dell’universo dieci anni prima che venisse osservata ma, piuttosto che negare il concetto di universo statico, preferì postulare l’esistenza di una forza di repulsione tra le galassie capace di bilanciare la forza di attrazione gravitazionale, e introdurre nelle equazioni della sua teoria una “costante cosmologica” che rendesse conto della staticità dell’universo. Tempo dopo lo scienziato ebbe modo di definire questa sua assunzione il più grande errore della sua vita.

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Universo statico e universo in espansione

I primi modelli dinamici di universo furono proposti dall’astronomo olandese Willem de Sitter nel 1917, dal matematico russo Aleksandr Fridman nel 1922 e dall’abate belga Georges Lemaître nel 1927. L’universo di De Sitter risolveva le equazioni della relatività einsteiniana nel caso di un universo vuoto, mentre la soluzione di Fridman dipendeva direttamente dalla densità della materia presente nell’universo. Quest’ultimo è ancora il modello correntemente accettato. Anche Lemaître lavorò a una soluzione delle equazioni di Einstein, ma il suo nome è ancor oggi legato alla teoria dell’“atomo primordiale”, una prima formulazione intuitiva della teoria del Big Bang, nella quale le galassie sono viste come frammenti eiettati dall’esplosione di un “atomo” da cui avrebbe avuto origine l’universo intero.

Nel modello di Fridman, preso in seria considerazione soltanto a partire dagli anni Trenta del XX secolo, la distanza reciproca tra le galassie tende a zero se si fa tendere a zero la variabile temporale (all’inizio dei tempi); per tempi infiniti, invece, l’evoluzione dell’universo dipende dalla densità media della materia in esso contenuta. Se la densità si rivelasse piccola, la mutua attrazione gravitazionale tra le galassie determinerebbe un leggero rallentamento della velocità di recessione, ma non tale da arrestare l’attuale moto di espansione, che quindi continuerebbe indefinitamente; si parla, in questo caso, di universo aperto.

Se, al contrario, la densità della materia fosse maggiore di un valore critico, stimato oggi a 5 × 10^-30 g/cm³, l’espansione sarebbe destinata ad arrestarsi e a trasformarsi in una progressiva contrazione, che si concluderebbe nel collasso dell’intero universo (Big Crunch); si parla, in questa ipotesi, di universo chiuso. Il destino ulteriore di un universo di questo tipo è incerto. La teoria sostiene che potrebbe esplodere nuovamente, per poi espandersi e di nuovo collassare, in un ciclo infinito; si parla in questo caso di universo pulsante o oscillante.

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L’età dell’universo

Calcolando l’attuale tasso di espansione dell’universo, deducibile dal valore della costante di Hubble, è possibile determinarne l’età per ciascuno dei modelli fin qui citati. I primi calcoli fornirono un risultato di soli due miliardi di anni, un valore notevolmente minore dell’età della Terra, stimata a 4,65 miliardi di anni sulla base della quantità di alcuni isotopi radioattivi e dei loro prodotti di decadimento nelle rocce. Le successive correzioni nella scala delle distanze, dovute anche alla scoperta di due differenti tipi di variabili cefeidi, caratterizzati da luminosità intrinseca diversa, hanno rimediato a questa incongruenza.

Al momento, le stime dell’età dell’universo variano tra i dieci e i venti miliardi di anni, e quindi non sono in conflitto con i dati riguardanti l’evoluzione della Terra. Rimane però una contraddizione con l’età presunta di alcuni oggetti astronomici, come gli ammassi globulari, e ciò rende la determinazione dell’età dell’universo uno dei più importanti problemi aperti della cosmologia moderna.