''Zenith'' on line

Periodico di Astronomia di base a cura del
Centro Astronomico "Neil Armstrong" - Salerno

Numero 7

L'Universo... cercandone il senso...

di Sonia Tortora



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.

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 …