Big Bang

Una particolare idea ha finito per prevalere sulle altre, ed oggi il 95% dei cosmologi (e forse di più) sono comunque accomunati nei loro studi dalla teoria del Big Bang, che è stata praticamente considerata quella "giusta". Ogni discussione, divergenza di opinione, polemica, viene comunque svolta ed esaurita in questo contesto: le altre teorie sono state dichiarate non soddisfacenti o semplicemente sbagliate. Una “ Teoria cosmologica “ come qualunque teoria scientifica deve essere suffragata dal metodo sperimentale o galileiano che è un paradigma induttivo per la costruzione e verifica delle teorie, che solo allora si possono chiamare scientifiche. I passi attraverso cui si realizza questo paradigma sono:

1. osservazione: attraverso "sensate esperienze" (definizione di Galileo) si scoprono determinati aspetti della Natura, senza farci condizionare dai nostri pregiudizi ma senza neanche lasciarci fuorviare da difetti e imprecisioni della composizione stessa dell’esperimento.

2. modellizzazione: questo è il passo induttivo dell’approccio di Galileo. A partire dalle sensate esperienze si elabora una prima teoria, che le inquadri in maniera più semplice possibile. Questo vincolo è richiesto poiché solo le teorie semplici possono essere sfruttate efficacemente dall’uomo, e in definitiva risultano pertanto le uniche ad essere utili.

3. previsione: se la teoria riesce a dare conto di fenomeni non direttamente connessi con le prime osservazioni, il suo ambito di applicazione diviene più vasto. Si dice allora che la teoria è "più generale" di quello che si pensava inizialmente. Ogni teoria descrive un "pezzetto" di realtà si dice che è un modello, così come una cartina topografica rappresenta con grande dettaglio una zona del nostro pianeta, ma nessuna teoria descrive tutta la realtà.

Aspetto attuale dell’Universo

La struttura che possiamo osservare attualmente è una struttura gerarchica: ad ogni scala di grandezza esistono organizzazioni differenti della materia, in modo da formare una serie crescente di oggetti che ne evidenziano la capacità ad aggregarsi in molti modi diversi. A partire dalla Terra troviamo il Sole, il Sistema Solare, la Galassia, gli ammassi di galassie ed i superammassi, fino ad arrivare ad una serie di "filamenti" intrecciati di superammassi, tra i quali non vi è quasi materia. La composizione chimica dell’Universo è nettamente dominata dall’Idrogeno (H), che da solo costituisce circa il 93% di tutti gli atomi, e dall’Elio (He) - poco meno del 7%. I restanti punti decimali comprendono tutti gli altri elementi chimici, dal Litio fino all’Uranio. Una delle scoperte fondamentali nel campo della cosmologia è stata quella dell’espansione dell’Universo. Questa scoperta, effettuata negli anni ‘20 da Hubble, segna anche l’inizio vero e proprio della cosmologia moderna, e fornisce una visione dell’Universo tipicamente evolutiva, in contrasto con altre teorie che descrivevano il cosmo come una struttura cristallina ed immutabile.

Analizzando gli spettri di alcune galassie, ed individuandone le righe caratteristiche di vari elementi chimici, si notò che la quasi totalità degli spettri era "spostata verso il rosso", cioè interpretando questo fatto attraverso un allontanamento delle galassie. Ciò significava che (quasi) tutte le galassie si allontanavano dalla nostra. Eliminando l’ipotesi di occupare una posizione privilegiata nell’Universo, l’unica spiegazione possibile era che lo spazio tutto doveva essere in espansione, trascinando in questa sua tendenza tutta la materia con sé. Pertanto non sono le galassie in sé a possedere un moto proprio, ma è in realtà lo spazio che le contiene ad espandersi, trascinandosele dietro. Questo primo importante fatto è alla base di tutte le teorie cosmologiche più accreditate oggigiorno:

il Big Bang in particolare ha cercato di darne una spiegazione postulando che l’Universo avesse avuto, in qualche istante del passato, un’origine vera e propria.

Cronologia del Big Bang

La cronologia del Big Bang, espressione coniata dallo scienziato George Gamow, è la storia, dei primi istanti di vita dell'Universo, che vanno dalla singolarità all'inizio del tempo, 13,75 miliardi di anni fa, alla formazione dei primi atomi, avvenuta circa 200 secondi dopo il Big Bang. Le principali teorie fisiche che spiegano l'inizio dell'Universo sono l'inflazione e le teorie GUT ("di grande unificazione").La teoria dell'inflazione ipotizza una rapida ma drastica accelerazione dell'espansione dello spazio pochi istanti dopo la singolarità all'inizio dell'Universo. Questa rapida accelerazione portò il tessuto spaziale ad espandersi da dimensioni miliardi di volte più piccole di quelle di un protone ad una dimensione posta a metà fra una biglia ed un pallone da calcio. Secondo le teorie GUT, l'inflazione potrebbe essere stata causata da una forma di campo di Higgs particolare detta "inflatone".Poco dopo l'inizio dell'Universo, l’energia dell’l'inflatone, a causa delle temperature estremamente elevate, oscillava prima di stabilirsi ad un livello minimo. L'oscillazione dell'inflatone portò ad una breve ma intensa espansione dello spazio, liberando una quantità di radiazione uniforme (se si escludono le fluttuazioni quantistiche) che portò alla formazione di tutta la materia.

La rottura della simmetria CP

La radiazione liberata dall'inflazione diede origine a coppie particella-antiparticella, che si annichilirono nuovamente in radiazione. Se, in questo modo, la materia si può formare per poi annichilirsi istantaneamente, cosa portò alla rottura della simmetria CP, tanto evidente nell'Universo attuale? (o meglio, perché nell'Universo attuale si trova più materia rispetto all'antimateria?). Il modello inflazionario classico spiega questo fenomeno come causato da fluttuazioni quantistiche nell'inflatone, che originarono un leggero eccesso di materia rispetto all'antimateria.

La separazione delle forze fondamentali

La differenziazione delle quattro interazioni fondamentali avvenuta all'inizio dell'Universo secondo le teorie GUT, è dovuta alle oscillazioni di diverse forme di campi di Higgs. Con le alte temperature, i bosoni di Higgs oscillavano sul potenziale a sombrero prima di stabilirsi su un punto energetico fisso. La separazione della gravità dall'insieme delle altre forze più intense, che prende il nome di "forza unificata", avvenne con un meccanismo non ancora ipotizzato. La separazione della forza forte dalla forza elettrodebole avvenne a causa di oscillazioni di un campo di Higgs particolare, il campo di Higgs forte, contemporaneamente all'inflazione. La separazione fra la forza debole e quella elettromagnetica, infine, fu causata dall'oscillazione del campo di Higgs elettrodebole (quello responsabile della massa delle particelle). La temperatura necessaria alla separazione di ciascuna interazione sono, rispettivamente, per le tre forze più intense, 10²⁷ kelvin (10 seguito da 27 zeri, pari ad un miliardo di miliardi di miliardi di gradi Celsius) per la forza forte, e, per l'interazione elettrodebole, 10¹⁵ kelvin (pari ad un milione di miliardi di gradi Celsius). Con il drastico calo delle temperature che accompagnava l'espansione dell'Universo, le forze fondamentali, o, più precisamente, i rispettivi campi di Higgs, si "congelarono" rimanendo immutate fino all'Universo attuale.

Le Ere dell'Universo

I cosmologi hanno suddiviso la "storia" dell'Universo in 9 ere, che variano da poche frazioni di secondo a miliardi di anni. Ciascuna di queste ere è caratterizzata da un avvenimento particolare - che può essere la separazione di una forza fondamentale dalle altre, oppure la formazione dei primi nuclei.

Era di Planck

L'Universo è iniziato da una "singolarità" con dei valori infiniti di temperatura e densità, un punto adimensionale di durata infinitesima. Questa singolarità indica il punto in cui la relatività generale perde validità e diviene incompatibile con la meccanica quantistica . Con le attuali leggi fisiche si può arrivare fino ad una distanza temporale dalla singolarità pari al al Tempo di Planck (Tp = Lp/c = 1,35 x 10^-43 sec); La Lunghezza di Planck è la dimensione che l’Universo aveva dopo il Tp ed è la più piccola lunghezza pensabile secondo le leggi note ( Lp = ( G X h/c³ )^1/2 = 4,05 x 10^-35 mt ). La Massa di Planck e l’Energia di Planck sono rispettivamente la massa e l’energia massime possibili per una particella elementare: quelle che le stesse avevano al Tp (Mp = ( h x c/G )^1/2 =5 x 10^{-8 kg - Ep = Mp x c2} = 4,9 x 10⁹ joule circa 10¹⁷ Tev) e corrispondono alla Temperatura di Planck = 10³² K - La Costante di Planck è h = 6,6255 x 10^-27 erg x sec = 6,63 x 10^-34 mt² x kg x sec^-1

Era della grande unificazione (tra 10^–43sec e 10^–36sec dopo il Big Bang. espressione coniata dallo scienziato George Gamow )

Durante questa era pre-inflazionaria, iniziata al Tempo di Planck, dopo il Big Bang, le forze fondamentali, eccetto la gravità, erano unite in una sola "superforza".

Era dell'inflazione (tra 10^–36 sec e 10^–32 sec dopo il Big Bang)

Diametro dell'Universo: 10^{-26 metri; Temperatura: 1027} K, pari ad un miliardo di miliardi di miliardi di °C; Tempo dopo il Big Bang: 1 centimiliardesimo di yoctosecondo (10^-35 secondi). Da un diametro di 10^{-26 m si passa a 10 cm in 10-33}s, E = 10¹² Tev. Nell'era dell'inflazione, le oscillazioni dell'inflatone diedero origine ad una rapida ma drastica espansione dell'Universo. L'energia sotto forma di radiazione liberata da questo particolare campo di Higgs diede origine a coppie particella-antiparticella, che si annichilirono istantaneamente. Una fluttuazione quantistica, tuttavia, potrebbe aver portato ad un leggero eccesso di particelle rispetto alle antiparticelle, eccesso responsabile della materia presente nell'Universo attuale. (Alan Guth 1981e Alexei Starobinsk )

Secondo il modello del Big Bang, l'universo si espanse da uno stato iniziale estremamente denso e caldo e continua ad espandersi oggi. Una comune analogia spiega che lo spazio stesso si sta espandendo, portando le galassie con sé, come l'uvetta in un panettone che lievita. Questa immagine è una rappresentazione artistica che illustra l'espansione di una porzione di un universo piatto

Era elettrodebole (tra 10^–32 sec e 10^–12 sec dopo il Big Bang)

Diametro dell'Universo: 10 metri (l'Universo è diventato enormemente più grande a causa dell'inflazione). Temperatura: 10²⁷ K, pari ad un miliardo di miliardi di miliardi di °C. Tempo dopo il Big Bang: un centimilionesimo di yoctosecondo (10^-32 secondi) In quest'era, il campo di Higgs forte aveva già separato l'interazione forte da quella elettrodebole, determinando la formazione di gluoni e di coppie quark-antiquark dalla radiazione liberatasi in seguito all'inflazione.

Fine dell'era elettrodebole - L’Epoca dei Quark (tra 10^–12 sec e 10^–6 sec dopo il Big Bang )

Diametro dell'Universo: 10¹² metri (un miliardo di chilometri). Temperatura: 10¹⁵ K (pari ad un milione di miliardi di gradi Celsius – E = 1 Tev ). La sua fine fu caratterizzata dalla separazione della forza elettrodebole in interazione debole ed elettromagnetica, fenomeno determinato dalle oscillazioni del campo di Higgs elettrodebole.In quest’epoca tutte le particelle fondamentali hanno acquistato una massa tramite il meccanismo di Higgs, mentre le 4 forze fondamentali hanno assunto le loro caratteristiche attuali, ma la temperatura è ancora troppo elevata per permettere ai quark di legarsi fra loro per formare gli adroni. ( L’LHC è giunto poco prima della fine di quest’era – E = 7 Tev )

Era degli adroni (da 10^–6 sec a 1 sec dopo il Big Bang)

Diametro dell'Universo: 100 miliardi di chilometri. Temperatura: 10¹³ kelvin (pari a 10.000 miliardi di gradi Celsius - E = 10 GeV). Durante l'era degli adroni, l'energia termica divenne sufficientemente bassa da consentire l'interazione fra quark mediante la forza forte.. I quark e gli antiquark si legarono così per formare i primi adroni. Il plasma costituito da quark e gluoni si raffredda fino a formare i suddetti adroni, che comprendono mesoni e barioni, tra i quali i più leggeri sono i protoni ed i neutroni. Circa 1 sec, dopo il Big Bang i neutrini si disaccoppiano, cioè cessano di interagire con le altre particelle, formando il Fondo di Neutrini Cosmico analogo al Fondo di Microonde Cosmico, ma non ancora osservato.

Era dei leptoni (da 1 sec a 3 min dopo il Big Bang)

Alla fine dell’era precedente, la maggioranza degli adroni e degli anti-adroni si annichilano tra loro, lasciando i leptoni e gli anti-leptoni dominare la massa dell’Universo. Approssimativamente 3 secondi dopo il Big Bang la temperatura dello stesso cala fino ad un valore nel quale non si creano più nuovi accoppiamenti leptone/anti-leptone, e la gran parte di loro sono eliminati tramite reazioni di annichilazione, lasciando un piccolo residuo di leptoni. I leptoni sono: elettroni, positroni, neutrini ed antineutrini.

Era della nucleosintesi ( da 3 min a 20 min dopo il Big Bang )

Diametro dell'Universo: circa 1000 miliardi di chilometri; Temperatura: 10¹⁰ kelvin ( E = 10 MeV ). All’inizio di quest’era la temperatura scende fino ad un valore che permette ai protoni ed ai neutroni di cominciare a legarsi per formare i primi nuclei atomici. Tuttavia la nucleosintesi durò soltanto 17 min. dopo i quali la temperatura discese a tal punto da provocare la fine della fusione nucleare ( circa 10⁸ kelvin). A questo punto v’è circa un 25% in massa di elio-4, circa un 75% di idrogeno e tracce di deuterio e litio.

Era dell’Opacità (da 20 min a 240.000 anni dopo il Big Bang )

Diametro dell'Universo: circa 10 anni luce; Temperatura: 10⁸ kelvin. Dopo che la maggior parte delle coppie di leptoni ed antileptoni si sono annichilite, l’energia dell’Universo è dominata dai fotoni, i quali stanno ancora frequentemente reagendo con protoni, elettroni e nuclei atomici e questo fenomeno continua per 380.000 anni. Alla fine di quest'era si ebbe la formazione dei primi atomi, soprattutto di idrogeno, elio, litio ed isotopi dell'idrogeno, mentre i fotoni iniziano a propagarsi liberamente nel’Universo ed esso diventa trasparente. Questi fotoni oggi ci appaiono come la radiazione del Fondo Cosmico di Microonde.

Era della Ricombinazione (da 240.000–380.000 anni dopo il Big Bang )

Diametro dell'Universo: circa 100 milioni di anni luce; Temperatura: 3000 kelvin. Gli atomi di H ed He comiciano a formarsi e la densità dell’Universo decresce.. All’inizio H e He sono ionizzati, cioè non hanno elettroni legati al nucleo e quindi si presentano caricati rispettivamente +1 e +2. Come l’Universo si raffredda gli elettroni vengono catturati dai nuclei e li neutralizzano. Questo processo è relativamente veloce ed è stato chiamato “ Ricombinazione “. Alla fine di quest’era i fotoni possono viaggiare liberamente e l’Universo diventa trasparente.I fotoni emessi nella Ricombinazione sono quelli che vediamo nel Fondo Cosmico di Microonde ( CMB) e quindi il CMB è l’immagine dell’Universo alla fine di quest’epoca.

BOOMERANG: Immagini dell’Universo Primordiale

Lasciandosi trasportare attraverso la stratosfera sopra il continente Antartico sul finire del 1998, il telescopio BOOMERANG sorretto da un pallone aerostatico scrutò nel cosmo a lunghezze d’onda millimetriche. Le strutture a macchie che scoprì si vedono nella foto più precisa ed accurata mai scattata dell’universo dei primordi, forse vecchio di soli 300,000 anni. La foto in falsi colori mostra sottili fluttuazioni di temperatura del plasma caldo che pervase l’universo, prima che l’espansione raffreddasse la materia, producendo le stelle e le galassie a noi familiari. La grandezza delle fluttuazioni nell’immagine BOOMERANG hanno convinto la stragrande maggioranza dei cosmologi che l’universo contiene proprio esattamente la percentuale sufficiente di materia ed energia tale da renderlo piatto – una potente conferma della teoria dell’Inflazione che descrive i primissimi momenti dopo il Big Bang. Un universo piatto si espanderà per sempre e 2 raggi di luce che partono paralleli non si intersecheranno mai. Tutto non è ancora risolto perchè i risultati di BOOMERANG non mostrano con chiarezza dettagli che confermerebbero il supposto ammontare di materia oscura e della costante cosmologica.

L’immagine sopra è insieme la foto più vecchia e la più giovane mai scattata. E’ la più antica poichè ha preso la luce che giunge a noi da quasi 14 miliardi di anni, ed è pure la più giovane perché è un’istantanea del nostro universo appena nato, molto tempo prima che le stelle e le galassie si formassero. Le zone brillanti mostrano addensamenti di materia ordinaria che formeranno in seguito stelle e galassie. Questo è il limite massimo oltre il quale non possiamo vedere osservando il lontano universo. E’ il tempo e non lo spazio a limitare la nostra visuale. Al di là di una certa distanza, la luce non ha avuto il tempo di raggiungerci.

Era Oscura (da 380.000– circa 200 milioni di anni dopo il Big Bang )

A questo punto l’unica radiazione emessa è quella con lunghezza d’onda sa 21 cm dell’H neutro. Attualmente vi è un intenso impegno di osservazione al fine di rilevare questa debole radiazione, che potrebbe essere uno strumento anche più potente del CMB, per indagare l’Universo primordiale.

Era delle prime Strutture Cosmiche

(da circa 200 milioni ad 1 miliardo di anni dopo il Big Bang )

La formazione delle strutture cosmiche procede gerarchicamente dalle più piccole alle più grandi Le prime strutture a formarsi furono I quasar e le megastelle di popolazione III. Le irregolarità nella distribuzione della materia da parte dell'inflatone furono causate da fluttuazioni quantistiche in questo particolare campo di Higgs. Tali irregolarità si manifestavano soprattutto in zone di materia più condensate rispetto ad altre. La forza gravitazionale agì su queste irregolarità formando agglomerati di materia sempre maggiori: ciò portò alla formazione delle prime stelle, 200 milioni di anni dopo il Big Bang, e delle prime galassie attive (per lo più quasar). Gli astrofisici ipotizzano che le prime stelle formatesi nell'Universo fossero ben più massicce di quelle attuali, tuttavia esse non sono ancora state osservate. I processi di fusione nucleare innescatesi nel nucleo di queste stelle portò alla formazione di elementi pesanti come l'ossigeno, il carbonio, il neon, il ferro e l'azoto, che si diffusero nello spazio interstellare in seguito alle esplosioni delle stelle in supernovae, con la conseguente formazione di buchi neri. Con la loro esplosione, le stelle massicce formatesi 200 milioni di anni dopo il Big Bang, dette "megastelle" diedero origine ad una radiazione elettromagnetica particolarmente intensa, responsabile, probabilmente, della ionizzazione degli atomi di idrogeno che si riscontra fra gli ammassi di galassie nell'Universo attuale. L’intensa radiazione emessa dai primi quasar riionizzò l’Universo e da allora in poi la maggior parte di esso è composta di plasma. In seguito enormi quantità di materia collassano per formare le galassie. Johannes Schedler ha identificato un quasar CFHQS 1641+3755 a 12.7 miliardi di A.L., quando l’Universo aveva l’età di circa 1 miliardo di anni.

Parametro		Valore		Descrizione
t0		anni		Età dell’Universo
H0		km s^−1 Mpc^−1		Costante di Hubble
Ωb				Densità Barionica
Ωc				Densità di Materia Oscura
ΩΛ				Densità di Energia Oscura
z*				Redshift al disaccoppiamento
t*		anni		Età al disaccoppiamento
zreion				Redshift di reionizzazione
Parametro	Valore		Descrizione
Ωtot			Densità Totale
Σmν	< 0.58 eV (2σ)		Massa del Neutrino