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univèrso (sostantivo)

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Lessico

sm. [sec. XVI; dal latino universum, neutro sostantivato di universus, universo (aggettivo)].

1) Lo spazio in cui hanno sede tutti i corpi materiali e si verificano tutti i fenomeni naturali : le leggi, l'immensità dell'. In senso più ristretto, il mondo, l'umanità intera: le bellezze dell'; notizia sparsa in tutto l'.

2) In statistica, lo stesso che popolazione.

Filosofia

Il significato di universo allude a un organismo, a una totalità non mera somma di parti, ma unità che ha una vita dispiegata nella varietà di parti. La dottrina ermetica concepì l'Universo come una realtà animata, fondando il principio dell'anima universale e lasciando posto alla magia. Gli antichi ebbero comune la concezione dell'immaterialità del cielo e degli astri, distinguendone la corporeità luminosa da quella opaca della Terra. Lo stoicismo ebbe invece una concezione forse eliocentrica e in particolare l'idea, che si ritrova – sia pure in un contesto diverso – in moderne teorie, della formazione dell'Universo come raffreddamento di una massa di fuoco, nonché l'idea della conflagrazione come combustione universale. Platonismo e aristotelismo pensarono invece all'Universo come eterno, senza principio e senza fine, quindi senza trasformazioni sostanziali. La crisi del sistema geocentrico e soprattutto le nuove scoperte sulle stelle portarono conseguentemente alla formulazione di nuove e diverse teorie cosmogoniche.

Astronomia: l'Universo a grandissima scala

Le galassie sono gli atomi costitutivi dell'Universo. La ricerca osservativa ha posto in evidenza, fin dagli anni Trenta del Novecento – con i lavori di H. Shapley – che la distribuzione delle galassie non è uniforme (contrariamente a quel che sosteneva l'astronomo E.W. Hubble) né isotropa, in quanto mostra l'esistenza di regioni a elevata e a bassa concentrazione. Tali regioni dell'Universo sembrano poi associarsi in strutture preferenziali che, grosso modo, possono venir descritte come “filamenti” di ammassi e di superammassi (di galassie), o – secondo altri risultati d'indagine – in “cellule” di materia racchiudenti “bolle” di vuoto pressoché assoluto. In effetti, quando l'astronomo va a esaminare – lungo una qualsivoglia direzione celeste – la sequenza dei valori delle distanze da attribuire alle galassie, o ai loro ammassi (oggi dispone di oltre 30.000 dati osservativi riuniti in mappe tridimensionali estendibili fino alla distanza di 700 milioni di a.l.) gli si manifesta una circostanza sorprendente. La serie dei valori, in media, non appare continua, bensì procede per salti discreti, indicando il fatto che, in profondità, fra le concentrazioni galattiche si estendono vaste regioni di vuoto, ove è assai improbabile rintracciare galassie isolate. Bolle di vuoto si estendono – l'una contigua all'altra – a costituire la tessitura effettiva dello spazio cosmico; è sulla loro superficie che si ramificano i lunghi filamenti di galassie, maggiormente concentrati laddove due bolle adiacenti giungono a contatto reciproco. Il primo vasto volume di vuoto, del diametro di un miliardo di a.l., venne individuato nel 1981 nella costellazione di Boote; mentre una prima concentrazione di galassie rivelava, nel 1932, il superammasso della Vergine (del quale fa parte il nostro Gruppo Locale) sviluppantesi per ca. 200 milioni di a.l. Successivi sondaggi statistici effettuati da F. Zwicky, da Abell, da de Vaucouleurs, Sham, Wirtanen e loro collaboratori – fino ai nostri giorni – hanno evidenziato l'esistenza di numerose altre superstrutture, interminabili rosari di galassie, nella Chioma, in Idra-Centauro, in Pegaso-Pesci-Perseo, in Indiano-Pavone, nella Balena. Le dimensioni tipiche di codeste formazioni risultano aggirarsi fra i 100 e i 300 milioni d'a.l. di lunghezza e solo alcuni milioni in spessore; esse appaiono circondare il superammasso della Vergine in una sorta di bozzolo gigantesco dalla pronunciata forma ellissoidale, sviluppata per ca. 700 milioni d'a.l., denominata la Grande Muraglia. L'impostazione pratica del rilevamento statistico sulle associazioni galattiche si basa essenzialmente nella determinazione dei red shift delle sorgenti. A essi (possibilmente insieme ai valori di luminosità e di forma) vengono poi applicati metodi grafici e/o di autocorrelazione allo scopo di evidenziare gli scostamenti dai red shift di natura cosmologica, ossia da quella che dovrebbe rappresentare la pretta ripartizione uniforme. Determinazioni effettuate secondo tali criteri – e anche avendo assunto a riferimento la temperatura della radiazione cosmologica a microonde – hanno mostrato che il moto della nostra galassia (insieme a tutti gli altri membri del Gruppo Locale) possiede una componente in direzione della costellazione del Leone, oltre quella in direzione dell'ammasso di galassie in Vergine, ove il membro più cospicuo (fra centinaia) è rappresentato da M 87, gigantesca galassia ellissoidale dal nucleo turbolento. Verso tale galassia mostrano di muoversi alla velocità di 200-250 km/s, i membri del superammasso in una generale tendenza nota come “caduta virgocentrica”. Ma, a sua volta, – grazie all'esame dei red shift dei singoli componenti del superammasso – nel 1986 è stato provato che pure l'ammasso della Vergine si trova in movimento attrattivo (a 500 km/s in direzione del superammasso dell'Idra-Centauro). E non basta: rilevamenti più recenti starebbero a dimostrare che – a 180 milioni d'a.l. in direzione della Croce del Sud – esisterebbe una colossale concentrazione di materia (equivalente a 100.000 galassie), denominata Grande Attrattore, verso la quale il superammasso della Vergine verrebbe trascinato, insieme a tutti i suoi componenti subgerarchici, in ragione di 600 km/s. Un secondo Attrattore sarebbe stato individuato fra le costellazioni del Perseo e dei Pesci. Questi centri anomali influiscono inevitabilmente sui valori di idrogeno determinati nelle diverse regioni dell'Universo, andando a complicare in modo imprevedibile i calcoli per la valutazione dell'età da attribuire al Cosmo. Lo scenario complessivamente offerto dall'Universo – dove la materia condensata si mostra raccolta in sistemi gerarchici di rango crescente – non ha tardato a suggerire l'opinione che esso possa, in fondo, riflettere una qualche funzione di distribuzione decifrabile con la geometria dei frattali. In effetti si ritiene che la distribuzione delle galassie nell'Universo segua una distribuzione frattale di dimensione due per dimensioni spaziali comprese tra il Mpc e i 50 Mpc. Per scale più grandi, il numero e la distribuzione delle galassie divengono troppo incerti per poter essere utilizzati per stabilire le proprietà dell'Universo; le strutture a più grande scala che possiamo misurare, il fondo di radiazione cosmico, residuo del big-bang e i fondi a raggi X e radio, che si pensa debbano provenire dal gas intergalattico a 1000 Mpc sono, tuttavia, decisamente uniformi (le disomogeneità sono di circa una parte su 10.000). Sembra, pertanto, che l'Universo sia frattale a piccole scale e omogeneo a scale più grandi; in questo scenario è ancora possibile conciliare l'omogeneità iniziale con la disomogeneità odierna, ipotizzando un'evoluzione delle piccole perturbazioni del fondo a microonde in seguito all'azione gravitazionale. Ci sono tuttavia prove dell'esistenza di strutture anche a scale più grandi e quindi a tempi più prossimi a quello da cui proviene il fondo di radiazione. Rimane, pertanto, aperta la problematica sulla natura e l'evoluzione delle strutture che osserviamo oggi: stelle, galassie, ammassi di galassie.

Astronomia: i primi modelli di Universo

Lo studio dell'Universo, cioè della sua natura, della sua origine, della sua struttura, della sua composizione, del suo movimento ecc. è oggetto della cosmologia. Sin dall'antichità sono stati elaborati sempre nuovi modelli di Universo. Una prima teoria eliocentrica, nella quale cioè il Sole era posto al centro dell'Universo, fu esposta da Aristarco nel sec. III a.C. Il modello eliocentrico non ebbe però alcun seguito e in tutti i modelli successivi si pose la Terra al centro dell'Universo con tutti gli altri corpi celesti, Sole e stelle fisse comprese, in rotazione attorno a essa. Il primo e fondamentale modello geocentrico dell'Universo è quello di Ipparco di Nicea (sec. II a.C.), il più grande astronomo di tutta l'antichità, pervenuto sino a noi nella rielaborazione di Tolomeo. Questo modello è pertanto noto con il nome di modello tolemaico. Nell'opera di Tolomeo (sec. II) venne realizzato un grandioso schema unitario che permise di spiegare l'intero Universo. Solo nel primo Rinascimento, la maggior precisione raggiunta nelle osservazioni rese necessario introdurre in esso così tante complicazioni da renderlo troppo farraginoso e di difficile uso. Nei calcoli pratici risultò quindi molto più comodo fare uso del modello di N. Copernico (1473-1543) esposto nella sua opera, De Revolutionibus orbium coelestium, che la tradizione vuole pubblicata nell'anno della sua morte. In esso venivano stabiliti i principi della teoria eliocentrica, con il Sole immobile al centro dell'Universo e con la Terra e gli altri pianeti in moto attorno a esso. Poiché, però, Copernico assumeva per i pianeti delle orbite circolari, il suo modello restava ancora notevolmente complesso. Fu Keplero a introdurre le orbite ellittiche e furono Galileo, Cartesio e Newton ad affrontare il problema del moto dei corpi celesti sotto l'aspetto dinamico. Le leggi della dinamica e la legge di gravitazione universale di Newton (1642-1727) permisero poi di costruire un modello di Universo che giungerà praticamente inalterato sino al XX sec. Newton riteneva che tutta la materia fosse inizialmente dispersa in modo uniforme in uno spazio infinito e che poi si fosse contratta dando origine a un numero infinito di masse materiali distribuite in tutto l'Universo; ciò forniva una possibile spiegazione all'origine del Sole e delle stelle, ma rendeva impossibile determinare la dinamica di queste infinite masse. Nella seconda metà del sec. XVIII P.S. de Laplace avanzò l'idea che le nebulose fossero complessi sistemi stellari nei quali non era possibile distinguere le stelle perché si trovano troppo lontane da noi. Nel suo Traité de mécanique céleste, l'astronomia e lo studio della struttura e del moto delle diverse parti dell'Universo diventò un problema di meccanica generale risolubile con le leggi del moto di Newton. In assenza assoluta di perdite meccaniche per effetto di dissipazioni, in teoria lo stato dinamico dell'Universo in ogni suo momento – passato o futuro – appariva deducibile a partire dallo stato attuale di ciascun suo componente. Con l'affermarsi della termodinamica classica, nel sec. XIX, per opera di L. Boltzmann, W.T. lord Kelvin e J.C. Maxwell, si pose peraltro il problema del continuo aumento dell'entropia, al quale l'Universo – in modo non dissimile da ogni sistema fisico isolato – non sarebbe sfuggito. L'applicazione di questo principio universale aveva due implicazioni paradossali: a) con un tempo infinitamente lungo a disposizione, non era comprensibile come il cosmo non avesse già raggiunto lo stato di disordine assoluto, ossia il completo equilibrio termodinamico fra tutte le sue parti, con il conseguente arresto di ogni evoluzione ulteriore, o in atto; b) le condizioni finali dell'Universo avrebbero finito con il coincidere con quelle iniziali previste da Newton e, dato che non c'era ragione di ammettere intervalli cronologici preferenziali in un tempo infinitamente esteso più di quanta ce ne fosse nell'ammettere luoghi preferenziali in uno spazio infinitamente vasto, se ne concludeva che la materia cosmica non avrebbe mai avuto ragione di subire un'evoluzione qualsiasi. Nel 1826, inoltre, H. Olbers introdusse nel dibattito sull'infinità dell'Universo un'argomentazione, nota tuttora come “paradosso di Olbers”. Per un principio fondamentale di fotometria, l'illuminazione prodotta nel cielo dalle stelle – per ipotesi immobili nello spazio e in numero infinito – dovrebbe risultare anch'essa infinita in qualunque direzione si guardi, cosa che palesemente non avviene in quanto il cielo notturno è buio. L'argomentazione di Olbers veniva perciò ad aggiungersi alle precedenti e a contrastare la concezione newtoniana di un Universo statico e illimitato nel tempo e nello spazio.

Astronomia: modelli di Universo di Fridman e di Einstein-De Sitter

Due conquiste concettuali decisive per la comprensione della struttura del cosmo avvennero a cavallo dei sec. XIX e XX grazie al matematico H. Minkowski e al fisico E. Mach. Una è stata l'introduzione del concetto di spazio-tempo (o cronotopo, che impone la connessione fisica fra lo spazio e il tempo), l'altra del principio di equivalenza (le masse inerziali debbono considerarsi identiche alle masse gravitazionali) che concludeva un'annosa questione risalente a Newton stesso. Le nuove concezioni indirizzarono A. Einstein alla revisione della cinematica e della dinamica classiche, che vennero da lui rielaborate rispettivamente nella teoria della relatività speciale e in quella della relatività generale. Einstein propose una visione rivoluzionaria dell'Universo con l'attribuire al cronotopo di Minkowski – statico ed euclideo – condizioni dinamiche e geometriche strettamente determinate dalla presenza della materia e della radiazione cosmica e con il dimostrare, in particolare, come le proprietà gravitazionali consistano in un effetto inerziale prodotto dalle masse sul continuo spazio-temporale. Con la teoria della relatività, il problema dell'Universo viene così a differenziarsi dall'impostazione classica nei seguenti punti: a) si basa sulle equazioni del campo gravitazionale einsteiniano anziché di quello newtoniano; b) contiene dieci potenziali, invece di uno, i quali, nel loro insieme, determinano la curvatura del continuo spazio-temporale; c) prende in considerazione effetti del tipo non lineare; d) anche la radiazione elettromagnetica contribuisce al campo gravitazionale. Come nella concezione newtoniana, nell'Universo di Einstein vige il principio cosmologico, in virtù del quale tutte le sue proprietà fisiche non possono presentare differenze, se non locali, per un osservatore che le esamini muovendosi all'interno del fluido cosmico (ossia spostandosi da galassia a galassia). Pertanto, la materia riempie tutto lo spazio disponibile in modo isotropo, omogeneo e simmetrico. A differenza dello spazio newtoniano, lo spazio-tempo appare caratterizzato dalla propria curvatura, la cui entità della quale, a sua volta, è funzione della densità della materia cosmica. Peraltro, nel 1922, il matematico russo A.A. Fridmann, dopo averne studiato la stabilità, giungeva alla conclusione che l'Universo einsteiniano è sottoposto a forze concomitanti e antagoniste – quella repulsiva dovuta all'energia interna e quella attrattiva dovuta all'energia gravitazionale – e che di conseguenza esso è soggetto a una evoluzione nel tempo, corrispondente al variare del fattore di scala secondo tre modelli distinti (detti modelli di Fridmann) caratterizzati dal segno delle curvature spazio-temporali. E, precisamente, essi sono rappresentati: dall' ellittico, a curvatura positiva, detto di Riemann; dall' piatto, pseudoeuclideo, a curvatura nulla, detto di Minkowski; dall' iperbolico, a curvatura negativa, detto di Lobačevskij. Nel primo modello di Fridmann prevalgono le forze gravitazionali: esso evolve a partire da una singolarità (un punto nello spazio-tempo), caratterizzata da densità infinitamente grande, e da un volume nullo, fino a che raggiunge un massimo valore del fattore di scala. Dopo di che torna a contrarsi per annullarsi in un secondo punto singolare finale. Si tratta, perciò, di un Universo chiuso che, eventualmente può tornare a descrivere il medesimo processo (Universo ciclico). Il secondo modello evolve anch'esso da un punto singolare iniziale, ma la sua espansione procede all'infinito, per inerzia, decelerando asintoticamente a zero, in perfetto equilibrio fra le forze antagoniste. Il terzo modello evolve ancora secondo un processo d'espansione; ma questo, pur decelerando progressivamente, si prolunga in modo indefinito poiché in esso prevalgono le forze repulsive: si tratta di un Universo aperto. Al secondo modello andarono le simpatie dell'astronomo W. De Sitter e di Einstein; ma il padre della relatività – convinto assertore della staticità dell'Universo – credette opportuno correggerne la trattazione introducendo nelle equazioni un termine correttivo, la costante cosmologica Λ, descrivente un'azione repulsiva a distanza, atta a produrre un'azione stabilizzatrice nei confronti della gravità, sì da rendere statico il modello. Nell'Universo di Einstein-De Sitter, la densità ρc della materia cosmologica risulta dell'ordine di 10–30 g cm–3: essa si rivela un valore critico per le densità effettive ρo in quanto discriminante fra il modello di Universo iperbolico, o aperto (ρo<ρc) a espansione indefinita, e il modello ellittico, o chiuso (ρoc). L'introduzione della costante cosmologica in realtà disaccoppia le proprietà evolutive dell'Universo (ciclico o in espansione eterna) da quelle geometriche (piatto, ellittico o iperbolico), in virtù delle sue peculiari proprietà; d'altra parte, come antagonista della gravità contribuisce all'espansione, ma, in accordo con i principi della relatività come tutte le forme di energia, possiede una massa equivalente che concorre alla densità dell'Universo e pertanto alla sua curvatura. Il modello di Universo che deriva dalle osservazioni effettuate a cavallo tra il sec. XX e il sec. XXI, un Universo in espansione accelerata, ma geometricamente piatto, sembra prevedere l'esistenza di una componente di proprietà simili a quelle della costante cosmologica (la cosiddetta energia oscura). Da una parte, infatti, l'omogeneità della radiazione di fondo cosmico implica, coerentemente con le teorie dell'inflazione, un Universo piatto; dall'altra le misure delle velocità di recessione delle galassie lontane indicano che l'Universo in passato si dilatava in maniera più lenta. Se tali misure si dimostreranno esatte si potrebbe reintrodurre nei modelli di Fridmann la costante cosmologica, che fu abbandonata proprio quando E.W. Hubble, grazie alle osservazioni sulla recessione delle galassie, dimostrò l'espansione dell'Universo.

Astronomia: dalla legge di Hubble ai buchi neri di Hawking

La prima consapevolezza che il nostro Universo è in espansione derivano dalle scoperte dell'astronomo E.W. Hubble. Nel 1929 Hubble pubblicò l'articolo nel quale è enunciata la legge che porta il suo nome e secondo la quale nell'Universo tutto avverrebbe come se le galassie si allontanassero le une dalle altre con velocità proporzionali alla distanza. Hubble rinvenne una relazione di proporzionalità fra red shift misurati – ossia fra le velocità di allontanamento – e distanze galattiche determinate con metodi fotometrici; ne ricavò un primo valore della costante H che da lui prende nome. Questo allontanamento a velocità crescenti fu quindi attribuito non a una generale quanto incomprensibile fuga delle galassie rispetto alla nostra, bensì all'effetto dell'espansione dello spazio cosmico (red shift cosmologico). Dal valore della costante di Hubble si poté così ricavare l'età dell'Universo, corrispondente al tempo passato da quando la distanza tra le galassie era nulla. Il valore della costante di Hubble, e quindi l'età dell'Universo, fu ritoccato più volte per tener conto di nuovi aspetti dei fenomeni che avevano permesso di calcolarla. Al tempo di Hubble era ritenuto maggiore di 500 km/s/Mpc; nel 1955 fu portato a 200; oggi si ritiene che il valore più probabile sia 72. L'importanza del valore di questa costante è dovuta al fatto che essa permette di confrontare la validità dei modelli teorici di J.I. Fridman alla luce dei dati sperimentali. In effetti, il valore di H è legato fisicamente a quello della densità critica ρc: appare evidente come la sua precisa determinazione debba risultare preziosa onde stabilire se l'Universo reale è descrivibile da un modello aperto, a espansione indefinita, ovvero da uno chiuso, destinato a contrarsi di nuovo nel futuro. La valutazione sperimentale di H si configura in una problematica osservativa di estrema delicatezza, in quanto è necessario disporre, separatamente, di determinazioni di red shift (velocità di recessione) e di distanze. Le stime di queste ultime divengono, ovviamente, abbastanza critiche quando le sorgenti astronomiche si fanno remote, sia per le difficoltà intrinseche nel misurare le distanze, sia perché per gli oggetti lontani non sono trascurabili gli effetti di evoluzione. Le velocità di recessione delle sorgenti sono poi generalmente affette da movimenti locali in seno agli ammassi galattici di appartenenza, ed è indispensabile ricorrere a medie laboriose. In realtà, potrebbe risultare arbitrario estendere alle sorgenti le medesime proprietà fotometriche e dinamiche, in quanto sia le condizioni fisiche, sia il regime dell'espansione cosmologica relativi alle epoche alle quali risalgono le loro immagini, sono verosimilmente differenti. I cosmologi tengono in effetti conto della quantità , detta parametro di decelerazione, connessa al progressivo rallentamento (o accelerazione nel caso in cui la densità della costante cosmologica ρΔ sia insufficiente) dell'espansione. Il parametro costituisce una grandezza correttiva per H, la quale ultima va intesa costante solo in senso spaziale e non anche in quello temporale. Purtroppo, essendo anche q legato all'incerto valore della densità attuale della materia cosmica, risulta molto problematico stabilire il regime tenuto in passato dall'Universo nel seguire l'espansione cosmologica. Di conseguenza, anche i valori di H ricavati dai forti red shift misurati (e corretti) debbono essere considerati affetti da gravi incertezze. Altri elementi, non facilmente ponderabili, che intervengono ad alterare le caratteristiche fotometriche e morfologiche delle sorgenti cosmiche – quindi la stima delle loro distanze effettive – sono inerenti all'assorbimento della luce da parte della materia intergalattica e agli effetti deformanti prodotti dalla curvatura dello spazio. Le misure cosmologiche che forniscono un quadro di Universo in accelerazione, ma geometricamente piatto, appaiono in netto contrasto con le determinazioni dirette della densità ρo della materia cosmica, la quale, almeno per quanto concerne la componente condensata in forme visibili (stelle, galassie, materia diffusa) non sembra eccedere l'ordine di 10–31–10–32 g cm–3, ossia valori così bassi da non consentire giammai il sopravvento delle forze gravitazionali. Nella ricerca di una soluzione soddisfacente e definitiva, entra in modo determinante il problema della massa occulta, o materia oscura, della quale cosmologi e astrofisici si occupano da lungo tempo. L'esistenza di tale materia è imposta dalle dinamiche che si riscontrano entro le galassie e gli ammassi di galassie, ove la dinamica gravitazionale non risulta a sufficienza giustificata dalla quantità di materia concentrata negli oggetti visibili. Poiché l'entità della materia diffusa sotto forma gassosa o corpuscolare non appare adeguata a ristabilire il bilancio, nel 1974 S. Hawking prese in considerazione l'eventualità che materia degenere, sotto forma di microbuchi neri di origine cosmologica potrebbe pervadere l'Universo fin dai suoi primordi .

Astronomia: il big-bang

La costante di Hubble ha le dimensioni di un tempo. Il suo inverso viene definito tempo di Hubble e misura – nell'ipotesi di H costante nel tempo – l'età dell'Universo a partire dalla sua creazione o origine. Con il valore di H=55,tale età si aggira intorno ai 13-14 miliardi di anni, anche tenendo conto dell'accelerazione dell'espansione. Ci fu comunque un'epoca in cui la materia che oggi conferisce significato al cosmo si trovò raccolta in un cronotopo di scala estremamente ridotta, a concentrazione elevatissima. Nel 1927, G. Lemaître congetturò che il fluido cosmico assoggettato a siffatte condizioni possedesse una natura assai somigliante a quella della materia nucleare, e definì atomo primordiale l'Universo in quella fase preliminare, dalla quale sarebbe successivamente esploso, iniziando il processo di espansione. L'ipotesi di Lemaître fu ripresa da G. Gamow nel 1948, che ipotizzò un'esplosione iniziale (il big-bang) di materia supercompressa e caldissima (la palla di fuoco primordiale) dalla quale avrebbero avuto origine lo spazio, il tempo e tutti gli elementi. Per quanto la teoria di Gamow sia in gran parte alla base del modello oggi più accreditato, il modello standard, essa non è accettabile integralmente, in particolare nei primissimi istanti, quando gli effetti quantistici predominano sulla gravità (entro i primi 10–43 s). Nello stesso anno 1948 apparve la principale teoria antagonista delle teorie dell'Universo in espansione, e cioè la teoria dello stato stazionario di H. Bondi, F. Hoyle e T. Gold (vedi big-bang, teoria del) .

Astronomia: il modello standard

È sostanzialmente la teoria del big-bang nella quale però vengono specificati gli elementi costitutivi dell'Universo insieme alle loro trasformazioni a partire dall'istante dello scoppio iniziale. Il modello standard costituisce il punto di unione della cosmologia con la fisica delle particelle fondamentali. Lo sforzo principale dei fisici è infatti rivolto alla definizione di un modello di legge fisica in cui, al limite, si possa utilizzare un solo tipo di forze e un solo tipo di particelle, condizione questa che doveva essere valida al momento del grande scoppio nel modello standard. Secondo questo modello, l'istante più prossimo all'evento del big-bang può porsi a t=10–35 secondi, in quanto la fisica, come noi la conosciamo, perde di significato per tempi inferiori, quando le dimensioni dell'Universo erano ancora di rango subatomico. All'istante detto, si ammette che la temperatura dell'Universo (considerato in equilibrio termodinamico) si aggirasse sui 1027 K, e che la materia consistesse in una miscela di quark, antiquark e leptoni (elettroni, positroni, neutrini). A t=10–6 secondi (1013 K) l'Universo si sarebbe dilatato e raffreddato abbastanza per consentire ai quark di raggrupparsi in tripletti, dando origine ai barioni (protoni e neutroni), e nelle coppie quark-antiquark costituenti i mesoni. Radiazione gamma si sarebbe sviluppata nei processi di annichilazione fra particelle e antiparticelle. A t=1 secondo (1010 K), i neutrini cessano di interagire con il resto della materia per andare a confluire in libero flusso; permane la produzione di radiazione fotonica per effetto delle annichilazioni elettrone-positrone. Entro i primi 3 minuti di età, quando la temperatura è ancora estremanente elevata (109 K) si verificano le reazioni nucleari preliminari, che portano alla costituzione degli elementi chimici che predominano nell'Universo: dai protoni e dai neutroni liberi si aggregano nuclei via via più pesanti: deuterio, elio-3, elio-4 fino agli elementi litio-7 e berillio-7. L'Universo esce dalla fase di nucleosintesi primordiale, come un denso plasma di nuclei ed elettroni, alla cui massa contribuisce per un 75% circa l'idrogeno, e per il 25% l'elio. Le abbondanze dei vari nuclei, e in particolare la completa assenza degli elementi più pesanti del litio e del berillio, sono determinate principalmente dal grande numero di fotoni (1010 fotoni per ogni barione), che dissociano molto facilmente il deuterio, dotato di piccola energia di legame, ma comunque necessario per la produzione degli altri elementi più pesanti (collo di bottiglia del deuterio). Dopo un tempo dell'ordine di 105 anni, la temperatura è scesa ormai a circa 104 K, temperatura alla quale gli elettroni si associano ai nuclei dando origine ad atomi neutri. In tale fase, detta ricombinazione, la materia di cui è composto diviene in pratica neutra e in breve tempo la radiazione si disaccoppia dalla materia, ovvero cessa praticamente di interagire con essa. In un Universo ormai trasparente, i fotoni - 1010 volte più numerosi dei barioni sopravvissuti all'annientamento con l'antimateria – confluiscono in quella radiazione elettromagnetica che, ai giorni nostri, costituisce il cosiddetto fondo di corpo nero a microonde, raffreddato, per l'espansione, a 2,7 K. L'Universo è ora dominato dalla materia: si conclude l'era fotonica e inizia l'era barionica nella quale, oggi, ci troviamo. Nel corso di essa sopravviene la condensazione del fluido cosmico in galassie e stelle.

Astronomia: le GUT, la supergravità e l'Universo inflazionario

La teoria del big-bang standard offre tuttavia motivi di critica e di incertezza, tra cui le considerazioni di maggior rilievo sono: a) perché l'Universo appare costituito essenzialmente di materia e non di antimateria? b) Per quale motivo la struttura dell'Universo si mostra omogenea e isotropa su grande scala – un grado di uniformità che anche i rilevamenti dimostrano maggiore di 1 parte su 10.000 – quando si consideri che il fluido cosmologico, all'atto del disaccoppiamento dalla radiazione, avrebbe già dovuto contenere in sé i germi delle inomogeneità impliciti nella condensazione delle galassie e dei loro ammassi? c) Come mai l'Universo si mostra intrinsecamente connesso in tutte le sue parti, dato che non vi è ragione plausibile che fra settori, inizialmente trascinati dall'espansione in direzioni opposte a velocità superluminali, possano essersi verificate le necessarie interazioni termodinamiche atte a determinarne il reciproco equilibrio (problema dell'orizzonte)? d) Anche se la densità attuale ρo non è conosciuta in modo soddisfacente, nondimeno è dimostrabile che essa, negli istanti intorno a 10–43 secondi di età dell'Universo, dovette coincidere rigorosamente con ρc, giacché il rapidissimo regime dell'espansione ne avrebbe prodotto la pressoché fulminea evaporazione, o il collasso, se soltanto i due valori fossero differiti fra loro più della sessantesima cifra decimale. Poiché nel sistema isolato dell'Universo il rapporto ρoc non avrebbe potuto cambiare nemmeno in seguito (come anche il parametro di decelerazione q) se ne deduce che l'espansione cosmologica è un processo che si mantiene per inerzia, in perfetto equilibrio fra l'energia cinetica posseduta dalla materia e l'energia di gravitazione a essa associata. Il modello dell'Universo sarebbe allora del tipo pseudoeuclideo, a metrica piatta. La conclusione, in tali termini, appare però poco soddisfacente, in quanto sembra basarsi su di una coincidenza originaria tanto sorprendente quanto inspiegabile (problema della curvatura). e) Esiste, infine, il problema della singolarità iniziale. La gravitazione relativistica non è applicabile entro i primi 10–43 secondi (tempo di Planck), allorché il tempo e lo spazio svaniscono per indeterminazione quantistica. La fisica quantistica prevede che, sotto densità dell'ordine di 1090 g cm–3, la temperatura interna dell'Universo sarebbe stata pari a 1032 K. Sarebbero sussistite soltanto condizioni favorevoli a un'incessante produzione ed evaporazione di buchi neri, alla quale si sarebbe accompagnata una sorta di ribollimento quantistico dello spazio e del tempo, anziché il loro reciproco accoppiamento in un continuo a geometria stabile. Agli interrogativi posti dal modello standard tentano di rispondere le GUT (Teorie di Grande Unificazione). Esse provano che, a temperature sufficientemente elevate, il numero dei quark non rimane costante, in quanto si verifica allora un'effettiva unificazione delle forze, dalla quale rimane nondimeno esclusa quella di gravità. In questa situazione peculiarissima – che nell'Universo poté sussistere solo nei primi 10–33 secondi di età – tutti i fermioni assumono identiche proprietà: quindi i quark sono in grado di trasmutarsi in leptoni, e viceversa. Peraltro, pare che, nella miscela originaria sottoposta a trasmutazioni di questo tipo, le usuali leggi di conservazione delle cariche e della parità speculare non venissero rispettate in modo rigoroso, tanto da aver condotto all'eccesso di 1 quark per ogni 1010 antiquark prodotti. Quest'ultimi, annichilendosi con altrettanti quark, fornirono un egual numero di fotoni gamma, in accordo con le constatazioni sperimentali di cui si è detto. Il quadro di un Universo consistente in una schiuma spazio-temporale ribollente di buchi neri viene oggi superato dalle più moderne teorie di supersimmetria che vari gruppi di ricerca (A. Guth e S. Hawking a Cambridge, M. Turner a Chicago, A. Salam a Trieste, T. Regge a Torino) hanno proposto in sostituzione dell'interpretazione quantistica della gravità. La teoria prevede – nelle condizioni cosmiche di temperatura (1032 K) e di energia (1019 GeV) relative al tempo di Planck (10–43 s) – che, con le altre interazioni naturali, venga a realizzarsi anche l'unificazione dell'interazione gravitazionale (supergravità). Perché ciò si renda possibile, la teoria impone un ulteriore stato di simmetria fra particelle, in questo caso fra i bosoni e i fermioni, con possibilità di trasmutazione quantistica degli uni negli altri. Poiché i bosoni, nelle suddette condizioni – a quanto impongono le GUT – risultano privi di massa a riposo (nelle condizioni normali lo è, per esempio, il fotone), altrettanto avverrebbe per le controparti fermioniche durante il tempo di Planck. Il cronotopo, in definitiva, sarebbe stato assimilabile a una sorta di vuoto ripieno di energia. Nel 1980, A. Guth elaborò uno studio circa le proprietà offerte da un simile stato di vuoto (definito falso vuoto) facendo notare che esse sono descrivibili mediante un campo di potenziale di Higgs. Poiché l'energia del falso vuoto – alla stregua di qualsiasi altra forma di energia – tendeva spontaneamente ai potenziali inferiori, la situazione a t=10–43 s si dimostrava intrinsecamente instabile, con il falso vuoto in espansione, nella tendenza ad azzerare la propria densità energetica onde raggiungere il vero vuoto. La concomitante riduzione termica fin sotto i valori di stabilità per la supersimmetria, si rivelò – secondo Guth – un evento di assoluta drammaticità, in quanto essa ebbe il potere di innescare una fase esplosiva di espansione sotto la spinta energetica sprigionata dalla rottura repentina e definitiva della simmetria sussistente fra i fermioni e i bosoni. L'evento descrive quella che è definita fase inflazionaria dell'espansione; essa sopravvenne nei primi 10–35 secondi di vita dell'Universo contrassegnando – insieme all'insorgere delle proprietà spaziali e temporali, così come noi le concepiamo – quella degli effetti di massa e della relativa interazione gravitazionale che, in tal modo, si trovò disaccoppiata dall'insieme delle altre forze. Al termine della fase inflazionaria, la scala dimensionale dell'Universo risultò accresciuta di ben 90 ordini di grandezza; lo spazio si trovò ricolmo di una “zuppa” di particelle elementari (quark e leptoni), i quali iniziarono a combinarsi fra loro e a raffreddarsi, sotto l'espansione, secondo il modello standard del big-bang. Il modello inflazionario dell'Universo spiega a sufficienza i molti punti oscuri lasciati dall'altro: l'Universo sperimentale si mostra omogeneo e intrinsecamente connesso poiché esso è il prodotto dell'espansione di un iniziale “dominio” di 10–35 secondi luce di diametro, ove ogni eventuale scostamento dall'equilibrio termodinamico rimase “spianato” dallo straordinario rapporto di crescita dimensionale raggiunto al termine dell'inflazione. Il problema della curvatura appare giustificato dal fatto che, a fase inflazionaria conclusa, l'espansione ha effettivamente proseguito per sola inerzia, rimanendo in costante equilibrio fra l'energia cinetica e quella gravitazionale, cosicché in ogni istante, è stato ρoc, e il modello d'Universo è assimilabile a quello piatto, pseudoeuclideo, a curvatura tanto piccola da risultare praticamente irrilevante. In ogni caso, va ricordato come alcune implicazioni imposte dalle GUT e dalla supersimmetria debbano trovare tuttora conferma sperimentale: fra esse, il decadimento del protone, l'esistenza del quanto di gravità, quella di tutta una serie di particelle cosiddette supersimmetriche e formazioni cosmologicamente esotiche, a varie dimensioni, quali i monopoli magnetici e le stringhe.

Astronomia: la teoria delle superstringhe

Un'altra teoria che si propone di unificare le tre forzeforze (o interazioni) fondamentali della natura (elettrodebole, nucleare forte e gravità) è detta teoria delle superstringhe. Questa è sufficientemente consistente e coerente e descrive un mondo abbastanza simile al nostro, anche se ancora non sappiamo se descrive il nostro mondo. La teoria delle superstringhe risulta quindi candidata a rappresentare ciò che viene definito come theory of everything (teoria del tutto), detta anche TOE, cioè una grande unificazione di tutte le forze, in grado di descrivere ogni cosa con lo stesso insieme di equazioni. La teoria delle superstringhe, invece di descrivere una serie di particelle elementari puntiformi, descrive una serie di oggetti definiti “stringhe” (o “corde”, che si possono visualizzare come anelli elastici chiusi) che non hanno materia ma possono vibrare e, a seconda del modo in cui vibrano, possono essere viste come particelle elementari, così come la corda di uno strumento musicale, a seconda di come vibra, origina suoni distinti. Tali stringhe avrebbero dimensioni ridottissime: 10–35 m, cioè 10–20 volte più piccole di un protone e, cosa difficile da immaginare, “vivrebbero” in uno spazio-tempo a dieci dimensioni. È difficile immaginare come, aumentando il numero delle dimensioni, si semplifichino le leggi della natura, eppure già nel 1919 il matematico tedesco Th. Kaluza aggiunse una quinta dimensione alle quattro che Einstein aveva postulato soltanto quattro anni prima (tre dimensioni spaziali e una temporale) e mostrò che in questo modo si poteva unificare l'elettromagnetismo con lo spazio-tempo. Quando le stringhe si muovono in questo spazio-tempo a 10 dimensioni, corrugano o compattano lo spazio-tempo intorno a esse allo stesso modo che era stato predetto da Einstein nella teoria della relatività generale. In altri termini, la gravità non è più un “incomodo” in questa teoria, come lo è nelle altre Teorie di Grande Unificazione, ma una condizione necessaria, indispensabile. Il problema è però di conciliare questo spazio-tempo a dieci dimensioni con il nostro Universo che ne ha quattro. La teoria delle superstringhe prevede allora che, all'epoca della nascita dell'Universo, sei delle dieci dimensioni si siano compattate e come arrotolate su se stesse, mentre le rimanenti quattro si siano espanse in modo esplosivo dando origine all'attuale Universo. Non tutti i fisici concordano però con questa ipotesi, anche perché esistono innumerevoli modi matematici (milioni e milioni) per descrivere tale compattamento. Esistono, poi, diverse sub-teorie di superstringhe che cercano di descrivere il nostro mondo e la nostra visione della natura fatta di particelle partendo dalle stringhe. Alcune di esse riescono a descrivere particelle molto simili a elettroni, muoni, neutrini e quark, e a fotoni, bosoni W e Z, gluoni. Inoltre possono descrivere anche un'altra particella molto simile all'ipotetico gravitone e in maniera molto simile alla realtà le interazioni tra le diverse particelle, mediate dalle diverse forze della natura. A basse energie, tali interazioni sono pressoché identiche a quelle descritte nel modello standard, e in più viene descritta anche l'interazione gravitazionale, che invece non poteva trovare posto nel modello standard. Tuttavia, esistono molti problemi da risolvere in questa teoria, che si basa soltanto su una sua intrinseca bellezza matematica e coerenza. Per esempio, non è chiaro da dove e come si originino le stringhe. Non è neanche definito il modo in cui le sei dimensioni eccedenti si possono arrotolare su se stesse e non è chiaro se le diverse sub-teorie delle superstringhe siano diversi aspetti di una teoria unica e generale.

Bibliografia

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