3.

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.

1.

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.

2.

Teoria dello stato stazionario

Nel 1948 gli astronomi britannici Herman Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle formularono un modello di universo completamente differente, oggi noto come teoria dello stato stazionario. Trovando poco soddisfacente dal punto di vista filosofico l’idea di un inizio improvviso dell’universo, i tre scienziati proposero un’estensione del principio cosmologico sul quale si basano alcune delle precedenti teorie, tra cui quella di Fridman. Nella sua forma originaria, più ristretta, questo principio stabiliva che, in un dato istante, l’universo è mediamente identico in qualunque luogo; con il “principio cosmologico perfetto”, Bondi, Gold e Hoyle aggiunsero un secondo postulato, per cui l’universo risulta sempre identico a se stesso, in qualunque momento.

I tre scienziati non negarono l’espansione dell’universo, ma proposero l’idea che la diminuzione di densità provocata dall’espansione venga bilanciata esattamente da una continua produzione di nuova materia. Questa teoria, rivelatasi incompatibile con la scoperta della radiazione cosmica di fondo avvenuta nel 1965, trova oggi un ridotto numero di sostenitori. La teoria dell’universo stazionario è in contrasto anche con la scoperta secondo cui i quasar, oggetti extragalattici molto piccoli ma estremamente luminosi, erano in passato molto più numerosi di quanto siano oggi.

3.

Teoria del Big Bang

Nel 1948 il fisico di origine russa George Gamow combinò la teoria di Lemaître dell’atomo primordiale con le idee di Fridman, proponendo un nuovo modello di universo, originatosi da una grande esplosione iniziale detta Big Bang cosmico. Secondo le versioni più moderne della teoria del Big Bang (anche nota come Modello standard cosmologico), la materia si sarebbe trovata inizialmente in condizioni di temperatura e densità tali da essere completamente scomposta in quark, le più “piccole” particelle elementari note fino a oggi.

A seguito dell’espansione dell’universo, la massa iniziale di energia e materia si sarebbe raffreddata e rarefatta; qualche frazione infinitesima di secondo dopo l’esplosione iniziale, i quark si sarebbero uniti a gruppi di tre a formare i protoni, i neutroni e gli altri adroni. Dopo circa tre minuti, i protoni e i neutroni si sarebbero a loro volta uniti per dare origine ai nuclei degli elementi più leggeri (idrogeno, elio e una minima quantità di litio).

Tutti gli altri elementi chimici non si sarebbero formati che alcuni miliardi di anni dopo, grazie alle reazioni nucleari che avvengono nei nuclei stellari e durante le esplosioni di supernove (vedi Nucleosintesi). A 300.000 anni dal Big Bang, nuclei ed elettroni si sarebbero infine uniti a formare gli atomi, mentre le stelle e le galassie sarebbero nate entro il primo miliardo di anni di vita dell’universo.

Mentre l’universo si espandeva, la radiazione residua del Big Bang si raffreddava; oggi la sua temperatura è di circa 3 K (-270 °C). Questa radiazione cosmica di fondo, rivelata dai radioastronomi nel 1965, costituisce una conferma molto convincente della teoria del Big Bang. La sua osservazione e il suo studio sistematico sono iniziati nel 1989, a opera del satellite americano Cosmic Background Explorer (COBE), che ne ha messo in evidenza piccole disomogeneità, di importanza fondamentale per le attuali teorie sull’evoluzione dell’universo.

Per migliorare le informazioni riportate da COBE, che ha concluso la sua orbita intorno alla Terra nel 1994, l’Agenzia spaziale europea (ESA) sta costruendo un nuovo esperimento, battezzato missione Planck, che osserverà la radiazione cosmica di fondo con una risoluzione da dieci a cento volte superiore a quella del satellite americano. Ciò significa che gli strumenti portati dal nuovo satellite potranno distinguere fra temperature delle diverse aree del cielo differenti solo per pochi decimi di grado, mentre COBE riusciva ad apprezzare solo differenze di almeno una decina di gradi.

In dati così precisi, gli astrofisici si aspettano di trovare risposta a molti quesiti ancora irrisolti sul modello standard cosmologico: il valore della costante di Hubble, la quantità di materia barionica (la materia usuale) presente nell’universo, la quantità e la natura della materia oscura, e forse anche di riuscire a decidere definitivamente se l’universo è in perpetua espansione, o se è destinato un giorno a collassare su se stesso. La missione Planck dovrebbe essere lanciata nel 2007 dalla base spaziale europea in Nuova Guinea.