Ovunque noi siamo, durante una notte stellata, volgendo
gli occhi al cielo non possiamo fare a meno di chiederci se da qualche parte
lassù c'è qualcuno come noi che si sente solo e disorientato davanti a tanta
maestosità, ma che allo stesso tempo è orgoglioso di far parte di qualcosa
di così inestimabilmente magico: il cosmo.
L'oculare del nostro telescopio è come una sfera magica attraverso la quale
possiamo guardare il passato, il presente e possiamo sognare il futuro; l'
universo da buon vecchio saggio ci narra la sua storia, si lascia scrutare
in ogni angolo, generoso e ricco d'insegnamenti… basta avere la giusta dose
di curiosità per osservarlo.
Se davvero il cosmo è stato creato da qualcuno, quel qualcuno deve avere davvero
una mente divinamente perfetta!
Esistono molti modelli che ipotizzano come possa essere fatto
il nostro universo, ma uno solo è quello giusto.
I modelli sono semplificazioni della realtà, ma ci aiutano a descrivere gli
aspetti fondamentali di quello che rappresentano, trascurandone le perturbazioni.
Un modello cosmologico mira a rappresentare le posizioni ed i moti degli ammassi
di galassie attraverso le curve di espansione; per i modelli relativistici
questa curva è ottenuta dalle soluzioni delle equazioni di A. Einstein.
Uno dei modelli cosmologici più semplici fu descritto da
Einstein e De Sitter insieme. Tale modello prevede uno "stato singolare" durante
il quale si pensa che l'universo fosse costituito di "materia" compatta a
densità infinita, ovvero una massa di neutroni ad altissima temperatura e
densità, i quali decadendo formarono protoni ed elettroni. I neutroni, unendosi
con i protoni, formarono i primi nuclei atomici di vari gradi di complessità;
il tutto accadeva ad una temperatura di circa dieci miliardi di gradi. Nei
primi trenta minuti si formò così la maggior parte degli elementi pesanti.
Ora, secondo il modello formulato da Einstein e de Sitter possiamo immaginare
un universo che comincia ad espandersi come in figura :
Secondo il grafico, dunque, le galassie in principio (cioè a t=0) erano tra di loro a distanza nulla (stato singolare) e da quell'istante cominciarono ad allontanarsi tra di loro con una velocità decrescente nel tempo.
Un secondo modello, un po' più particolare rispetto al precedente,
è il modello cicloidale.
Il modello cicloidale prevede due punti di intersezione della curva di espansione
con l'asse dei tempi: questo vuol dire che la distanza tra le galassie non
è nulla solamente all'istante t=0, ma esisterà un altro istante in cui le
galassie saranno di nuovo a distanza zero (vedi figura).
Il punto E è uno stato singolare esattamente come il punto
S. Come si evince dal grafico la curva cresce fino ad arrivare ad un punto
di massimo (M, punto nel quale le galassie sono alla massima distanza tra
loro) e poi comincia a decrescere (le galassie cominciano a riavvicinarsi
tra loro) fino a giungere allo stato E, punto equivalente allo stato posseduto
in S per composizione, densità e volume, ma dopo un intervallo di tempo Dt.
Nel modello cicloidale la luce proveniente da galassie distanti è spostata
verso il rosso durante l'espansione (periodo SM), mentre nel periodo della
contrazione (ME), lo spostamento è verso il violetto. Le condizioni dell'universo
durante questo periodo sarebbero molto diverse da quelle di oggi: infatti
lo spostamento verso il rosso indebolisce la luce proveniente dalle galassie
distanti, ed è questo che rende così scuro il cielo notturno. Se le galassie
si avvicinassero, il corrispondente spostamento verso il violetto rafforzerebbe
invece la luce ed il cielo notturno forse sarebbe chiaro come quello diurno,
e lo sarebbe sempre di più con l'avvicinarsi dello stato singolare E.
Non si ha idea di quello che accadrebbe nella fase di contrazione, poiché
le leggi fisiche sarebbero con grande probabilità molto diverse da quelle
da noi conosciute. Non siamo neanche in grado di fare grandi previsioni, ma
volendo liberare un po' la nostra immaginazione, questo modello ci può
condurre a delle soluzioni piuttosto eccitanti. Secondo il modello cicloidale,
lo spazio ha un volume chiuso, finito: è cioè uno spazio curvo tridimensionale,
una sorta di palloncino che al passare del tempo (la quarta dimensione) si
espande. Le galassie sono sulla superficie del palloncino, tutte al centro
e nessuna ai margini; l'osservatore non vede nulla di strano finché non si
raggiunge il punto M, dove l'universo ha raggiunto la sua massima espansione
e dove l'osservatore può osservare l'antipodo del suo universo! Dopo M l'universo
comincia a restringersi e l'osservatore O può guardare oltre i suoi antipodi
(la luce permette ancora di vedere nel passato) e può osservare una galassia
in G sia attraverso il percorso GAO, sia attraverso GBO; questo permette all'osservatore
di vedere la galassia in due istanti diversi della sua vita…potrebbe dunque
vedere un uomo nascere e morire nello stesso istante, a seconda della direzione
in cui guardiamo…
Esiste un terzo modello molto importante, tra i modelli relativistici:
il modello iperbolico.
La curva di espansione del modello iperbolico non è un iperbole, ma al modello
è dato tale nome perché lo spazio è di tipo curvo ed infinito.
Il grafico è simile al grafico del modello di Einstein-De Sitter, ma l'esplosione
successiva allo stato singolare è più violenta e la velocità di fuga degli
ammassi più alta.
Anche in questo modello, come in quello di Einstein-De Sitter, l'universo
si espande per sempre ed il suo volume è infinito.
Quelli fin qui descritti sono alcuni dei possibili modelli di universo che meglio si accordano con la teoria della relatività, ma ne esistono ancora molti altri, a parere di molti i più verosimili.
Facciamo un piccolo salto indietro nel tempo.
Qualche anno prima, quando si parlava ancora di modelli in cui l'universo
era statico, non fu per niente facile o immediato arrivare ad una concezione
di un universo in espansione e dunque in evoluzione. Tale passaggio fu molto
delicato: infatti, non a caso, l'universo era per noi un punto di riferimento
e per essere tale doveva essere eterno. Questo privilegio, tuttavia, non era
più totalmente scontato nel momento in cui anche l'universo stesso era soggetto
a dei mutamenti nel tempo, che come abbiamo visto, potevano prevedere un inizio
e quindi una fine.
Cerchiamo di vedere, dunque, cos'era accaduto nel corso degli anni immediatamente
successivi alla pubblicazione della teoria sulla relatività generale.
Nel 1916 Einstein, ad un anno da tale pubblicazione, notò
che le soluzioni delle equazioni di campo trovate da Schwarchild sembravano
non accordarsi con l'universo nella sua totalità: le equazioni di campo erano
soluzione corretta solo entro i limiti del sistema solare.
Einstein, allora, introdusse un fattore di correzione nelle equazioni originali
che indicava con la lettera greca l (lambda);
essa aveva un effetto trascurabile sul campo gravitazionale per piccole distanze,
ma diventava determinante per grandi distanze cosmologiche. Tale fattore risultava,
però, una forzatura poiché dopo pochi anni, le osservazioni condotte sullo
spostamento dello spettro delle galassie verso il rosso, mostrarono un universo
in espansione.
L'utilità del fattore l introdotto in virtù di
un universo statico, ormai definitivamente scartato, decadeva del tutto.
Tuttavia, intorno al 1930, Eddington e Lemaître formularono altri due modelli
in cui la costante di repulsione l giocava un ruolo
fondamentale. I due modelli sono qui di seguito graficati.
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Il modello di Eddington ha origine dall'instabilità del modello
statico proposto precedentemente da Einstein (infatti, la linea tratteggiata
nel grafico rappresenta proprio l'universo einsteniano). Il modello di Eddington
prevede un universo sempre esistito (vedi asintoto a -8) la cui condizione
statica subisce una perturbazione e dunque comincia ad espandersi. L'espansione
è particolarmente veloce a causa della presenza del termine l
che l'accelera notevolmente.
Il modello di Lemaître, al contrario, prevede uno stato singolare seguito
immediatamente da un espansione in cui il termine l
è del tutto trascurabile rispetto all'attrazione gravitazionale. Il periodo
AB è un periodo quasi statico, in cui vi è conflitto tra l'attrazione gravitazionale
e la repulsione cosmica, ma nell'istante B la repulsione cosmica vince e le
galassie vengono proiettate a grandi distanze l'una dall'altra.
Una delle conseguenze più significative di questo modello sta nel fatto che
l'espansione diventa così rapida che la luce emessa da un evento molto distante
non può viaggiare con velocità sufficiente da coprire la distanza crescente
e ciò vuol dire che ci sono eventi nell'universo che l'osservatore non potrà
mai vedere.
Alla fine degli anni '70, una nuova teoria dà vita ad un
diverso modello cosmologico che trova il sostegno dei più grandi cosmologi
del nostro tempo: la teoria dell'inflazione.
Secondo Linde, uno dei suoi padri, applicando la meccanica quantistica alle
leggi che descrivevano la natura del vuoto, si poteva ipotizzare che un piccolissimo
stato di vuoto contenesse al suo interno un minuscolo quantitativo di energia
(parliamo dunque di "falso vuoto"). Linde sosteneva inoltre che nelle condizioni
di altissima temperatura del Big Bang, la gravità, nel falso vuoto, invece
di essere attrattiva esercitò una spinta enorme verso l'esterno. Secondo Linde,
ancora, fluttuazioni casuali di energia nella struttura dello spazio vuoto
hanno dato origine ad universi bolla tra cui il nostro, che dunque sarebbe
uno dei tanti universi in un multiuniverso.
Stephen Hawking ci propone, infine, un "universo senza confini".
Se il nostro universo è senza confini, afferma Hawking, è anche l'unico che
si è potuto evolvere dall'indeterminata natura quantistica dell'universo primitivo.
Come in molti altri modelli, però, anche il nostro universo primitivo
prevede al suo principio una singolarità (il Big Bang), secondo Hawking piuttosto
fastidiosa, dal momento che in questo istante, da cui secondo la loro stessa
previsione l'universo avrebbe avuto inizio, tutte le leggi della fisica che
noi conosciamo perdono validità.
Dinanzi a tale difficoltà Hawking decise di elaborare le leggi fisiche secondo
una teoria matematica proposta da Feynman, introducendo così il "tempo immaginario",
un'astrazione matematica che gli permette di relazionare due eventi casualmente
non connessi o più semplicemente non connessi temporalmente: attraverso il
tempo immaginario la singolarità può essere studiata. In definitiva, Hawking
propone un universo infinito o più precisamente senza contorno o confini,
in espansione e con un inizio nel tempo immaginario.
Tuttavia anche il modello ipotizzato da Hawking, come tutti quelli finora analizzati, sono solo modelli seducenti che tentano di darci spiegazioni sull'origine dell'universo nei quali però non si potrà probabilmente andare a fondo, fin quando non si disporrà di una teoria che unifichi la gravità e la meccanica quantistica.
Per ora, ciò che si può concludere sull'origine dell'universo
è dunque ben poco, ma dagli anni '60 ad oggi diverse scoperte nell'ambito
dell'astronomia sperimentale hanno entusiasmato tutti i sostenitori della
teoria del Big Bang. Due sono state le scoperte fondamentali: i primi quasar
scoperti nel 1962 e la radiazione fossile rilevata nel 1965 e dettagliatamente
analizzata dal satellite COBE nel 1989, ad appena nove minuti dall'inizio
delle sue osservazioni; successivamente, nel 1992, COBE rivelò anche
le attese disomogeneità di temperatura nella radiazione di fondo proveniente
dal Big Bang che avevano permesso la formazione delle galassie e di un universo
come oggi lo vediamo.
I risultati di COBE sembrano confermare, dunque, la teoria del Big Bang, anche
se forse siamo ancora molto lontani dal trovare una risposta esaustiva.
Ma ciò che importa è continuare a cercare le nostre risposte con entusiasmo
e forse un giorno comprenderemo il senso della nostra presenza quaggiù …