Origine dell’universo

1

Introduzione

Origine dell’universo Evento postulato dalla teoria cosmologica standard a cui si fa risalire la comparsa della materia e dell’energia esistente. Secondo la maggior parte degli astronomi, l’evento ebbe luogo in un preciso istante del passato compreso tra i 12 e i 20 miliardi di anni fa.

Il primo indizio che condusse alla formulazione di questa teoria fu la scoperta dell’espansione dell’universo, avvenuta nel 1920 a opera del fisico statunitense Edwin Hubble: dall’analisi spettroscopica delle radiazioni elettromagnetiche emesse dalle galassie, egli capì che queste non sono ferme, ma si muovono allontanandosi le une dalle altre con velocità proporzionale alla reciproca distanza. Tale espansione è del resto prevista dalla teoria della relatività generale di Albert Einstein.

Se i componenti dell’universo sono in continuo allontanamento l’uno rispetto all’altro, in passato devono essere stati più vicini di quanto non siano ora; al limite, in un lontanissimo passato, deve esserci stato un istante in cui tutto ciò che esiste era concentrato in un unico punto matematico (una cosiddetta singolarità). Da quel punto, attraverso un’espansione esplosiva, nota come Big Bang, avrebbe avuto origine l’universo.

Una conferma all’idea che l’universo abbia conosciuto un inizio fu la scoperta, negli anni Sessanta del Novecento, della radiazione cosmica di fondo, vale a dire di onde elettromagnetiche di bassa energia che permeano ogni regione del cosmo e in cui gli scienziati vedono l’eco del Big Bang. Il Big Bang non deve essere pensato come l’esplosione di una massa di materia all’interno di uno spazio vuoto. Al momento del Big Bang, infatti, spazio e tempo coincidevano, così come materia ed energia; “al di fuori” della sfera infuocata primigenia non esisteva nulla, e non esisteva tempo “prima” del Big Bang. È lo spazio stesso che si espande via via che l’universo invecchia, portando i corpi in esso contenuti sempre più lontano gli uni dagli altri.

2

Universo inflazionario

La teoria standard dell’origine dell’universo, basata su una combinazione di cosmologia, meccanica quantistica e fisica delle particelle elementari, prevede il cosiddetto processo di inflazione. Se si considera come “tempo zero” l’istante in cui il tutto emerse dalla singolarità iniziale, l’inflazione spiega come un “seme” superdenso e supercaldo contenente tutta la massa e l’energia del cosmo, ma più piccolo di un protone, si sia espanso incessantemente dal tempo zero, per miliardi e miliardi di anni. Secondo la teoria dell’universo inflazionario, l’espansione fu prodotta da quelle stesse forze fondamentali, allora riunite sotto forma di un’unica forza di inflazione, che oggi governano le leggi della natura: la forza di gravitazione, la forza elettromagnetica, la forza di interazione debole e la forza di interazione forte (le ultime due osservabili soltanto a livelli subatomici e subnucleari, nelle interazioni tra le particelle elementari).

La forza di inflazione agì solo per una frazione infinitesima di secondo, pari ad appena 15 x 10^-33 secondi, sufficiente a dilatare le dimensioni dell’universo nascente da quelle di una microscopica sfera 10²⁰ volte più piccola di un protone, a quelle di una regione di spazio del diametro di 10 cm. Tale fu la violenza di quel primo impulso che, nonostante la forza di attrazione gravitazionale contrasti costantemente il moto di deriva delle galassie, l’espansione dell’universo continua tuttora.

Secondo i cosmologi, pur essendo nei dettagli ancora oggetto di studi e approfondimenti, la teoria dell’inflazione può spiegare tutto quanto si verificò a partire dal momento in cui l’universo aveva l’età di un decimillesimo di secondo, una temperatura di 1000 miliardi di gradi e una densità omogenea pari a quella di un odierno nucleo atomico. In quel momento, materia ed energia si trasformavano continuamente l’una nell’altra: le particelle elementari si trasformavano in fotoni, e i fotoni in particelle. La trasformazione di energia in materia è un fenomeno previsto da Einstein e quantificato dalla ben nota equazione E = mc², in cui E rappresenta l’energia, m la massa e c la velocità della luce. Queste condizioni, che avrebbero caratterizzato una brevissima fase della storia dell’universo, vengono oggi in parte riprodotte negli acceleratori di particelle. Dal momento che le previsioni dei teorici trovano riscontro negli esperimenti svolti all’interno degli acceleratori, si può pensare che la teoria descriva abbastanza bene lo svolgimento effettivo delle prime fasi di vita dell’universo.

Via via che l’universo si espandeva, la sua temperatura diminuiva. A poco a poco l’energia disponibile non era più sufficiente a permettere lo scambio tra fotoni e particelle di materia, e l’universo, per quanto ancora in fase di espansione e di raffreddamento, incominciò a stabilizzarsi. Un centesimo di secondo dopo l’inizio, la temperatura era caduta a 100 miliardi di gradi, e protoni e neutroni si erano stabilizzati. Inizialmente il numero di neutroni era uguale a quello di protoni, ma in seguito i neutroni, instabili, iniziarono a decadere in protoni ed elettroni, spostando l’equilibrio. Un decimo di secondo dopo l’inizio, il rapporto neutroni-protoni era 19 : 31 e la temperatura era scesa a 30 miliardi di gradi. Un secondo dopo la nascita dell’universo, il rapporto era di 6 neutroni contro 19 protoni, la temperatura era scesa a 10 miliardi di gradi e la densità dell’intero universo era “solo” 380.000 volte quella dell’acqua.

Da questo punto in poi, i cambiamenti incominciarono a rallentare. Ci vollero 14 secondi perché la temperatura scendesse a 3 miliardi di gradi, ovvero raggiungesse le condizioni in cui avvengono normalmente i processi di fusione nucleare all’interno del Sole. In tali condizioni, neutroni e protoni incominciarono ad aggregarsi, formando per tempi brevissimi nuclei di deuterio (idrogeno pesante) che subito venivano spezzati da nuove collisioni. A tre minuti dall’inizio, l’universo era 70 volte più caldo di quanto sia oggi il nucleo solare: la sua temperatura era scesa a un miliardo di gradi. Esistevano soltanto 7 neutroni ogni 43 protoni, ma i nuclei di deuterio erano stabili e resistevano alle collisioni. La combinazione dei neutroni e protoni a formare nuclei stabili permise la sopravvivenza dei neutroni, che altrimenti, se fossero rimasti isolati, sarebbero completamente decaduti.

3

La costituzione di nuclei e atomi

Da questo istante, fino al termine del quarto minuto dall’inizio, ebbe luogo una serie di reazioni nucleari che portò alla formazione di nuclei di elio (particelle costituite da due protoni e due neutroni) e di altri nuclei leggeri, a partire da protoni (nuclei di idrogeno) e nuclei di deuterio, in un processo noto come nucleosintesi. Meno del 25% della materia nucleare finì convertito in forma di elio; tutto il resto, tranne una frazione dell’1%, in forma di idrogeno. La temperatura era tuttavia ancora troppo elevata perché questi nuclei potessero legare a sé elettroni e formare atomi stabili.

A 30 minuti dall’inizio, la temperatura dell’universo era di 300 milioni di gradi e la densità era scesa drasticamente, a circa il 10% di quella dell’acqua. I nuclei di idrogeno ed elio, dotati di carica elettrica positiva, coesistevano con elettroni liberi, carichi negativamente; sia i nuclei che gli elettroni, data la loro carica elettrica, continuavano a interagire con i fotoni. La materia si trovava nel cosiddetto stato di plasma, come è oggi all’interno del Sole.

Questa attività proseguì per circa 300.000 anni, fino a che l’universo in espansione si fu raffreddato più o meno alla temperatura a cui si trova oggi la superficie del Sole, vale a dire a circa 6000 °C. In queste condizioni, gli elettroni erano in grado di rimanere vincolati ai nuclei così da formare atomi stabili. Nel successivo mezzo milione di anni, tutti gli elettroni e i nuclei si legarono a formare atomi di idrogeno ed elio. Gli atomi, elettricamente neutri, cessarono di interagire con la radiazione. Da questo punto in poi si può considerare conclusa l’era della sfera di fuoco: l’universo divenne trasparente, nel senso che i fotoni di radiazione elettromagnetica potevano passare indisturbati attraverso gli atomi. È il residuo di questa radiazione, oggi a una temperatura di -270 °C, che viene rilevata dai radiotelescopi e interpretata dagli scienziati come radiazione cosmica di fondo. A partire da qualche centinaio di migliaia di anni dopo l’inizio, essa cessò di interagire con la materia; ancora oggi, leggere differenze di temperatura nelle radiazioni cosmiche di fondo provenienti da diverse regioni del cosmo, serbano memoria di come la materia era distribuita nell’universo a quell’epoca.

Stelle e galassie si formarono a partire da un milione di anni circa dall’inizio, soltanto dopo che materia e radiazione si furono disaccoppiate.

4

Materia oscura

Secondo le grandi teorie unificate (nome collettivo che designa l’approccio di un ramo della fisica teorica che vede le forze della natura unificate), esiste un’altra componente dell’universo, oltre alla materia nucleare e alla radiazione, emersa dal big bang ed entrata a far parte dell’universo: la materia oscura. L’universo contiene infatti molta più materia di quanta non se ne possa osservare: la proporzione tra materia oscura e materia chiara (detta talvolta materia barionica) risulta di almeno dieci a uno (e forse addirittura cento). Ne è una prova il modo in cui, per effetto gravitazionale, la materia influisce sul movimento di galassie e ammassi di galassie. Se si ammettesse l’esistenza della sola materia conosciuta, il moto delle galassie sarebbe diverso da quello osservato e il modello di Big Bang qui delineato non funzionerebbe. In particolare, il quantitativo di elio prodotto nel Big Bang non corrisponderebbe a quello osservato nelle stelle più vecchie, formatesi non molto tempo dopo il Big Bang stesso.

Le grandi teorie unificate prevedono quindi che, nelle prime frazioni di secondo della storia dell’universo, dall’energia primordiale si sia generata una grande quantità di un qualche altro tipo di materia (chiamata appunto materia oscura, o anche materia esotica). Questa materia potrebbe essere oggi concentrata nei buchi neri, nei neutrini (se si scoprisse che sono dotati di massa) o in esotiche particelle elementari di massa enorme, dette WIMP (Weakly Interacting Massive Particles), che interagirebbero con la materia unicamente attraverso la forza debole. La più importante conseguenza di ciò è che, quando l’universo emerse dal Big Bang e la materia ordinaria e la radiazione si disaccoppiarono, le irregolarità nella distribuzione di materia oscura nello spazio generarono enormi addensamenti gravitazionali che rallentarono il movimento delle particelle di materia barionica. Ciò avrebbe permesso la formazione di stelle, galassie e ammassi di galassie, e spiegherebbe il modo in cui gli ammassi di galassie sono distribuiti nell’universo attuale, in una struttura “schiumosa” che consiste di superfici e filamenti avvolti intorno a bolle scure.