Fisica futuro dell' universo

IL FUTURO DELL’UNIVERSO

Secondo il modello del Big Bang, l'Universo ebbe origine quindici miliardi di anni fa con una "esplosione" dalla quale si formarono lo spazio, il tempo e, in fasi successive, tutto ciò che ci circonda (pianeti, stelle, galassie).

Da notare che non sappiamo qual era lo stato dell’Universo alla sua nascita perché non esiste ancora una teoria fisica in grado di descrivere stati estremamente condensati di materia e di energia, dove un’enorme forza gravitazionale è prodotta da una massa-energia concentrata in un volume estremamente piccolo. Questa teoria dovrebbe combinare la Teoria della Relatività Generale, che descrive il campo gravitazionale, con il Modello Standard delle particelle che si occupa invece dei fenomeni dell’estremamente piccolo.

Si è giunti all'ipotesi del Big Bang sulla base di quattro fatti sperimentali:

• la recessione delle galassie (il nostro Universo si sta espandendo);
• la radiazione cosmica di fondo (il nostro Universo è ancora un po’ caldo, -270 °C = 3K);
• il rapporto di abbondanza elio-idrogeno (*);
• le galassie distanti, situate a qualche miliardo di anni luce da noi, sono più "giovani" di quelle vicine.

 

Domanda: “l’Universo si espanderà sempre, o rallenterà il ritmo della sua espansione, per fermarsi e successivamente contrarsi ?”.

Risposta: “dipende dalla forza che contrasta l’espansione, cioè dalla forza di gravità”. Infatti, le varie galassie sparse nell’Universo, pur allontanandosi, si attraggono con una forza data dalla Legge della Gravitazione di Newton:

dove m1 e m2 sono le masse di due generiche galassie poste a distanza R. Questa legge mostra che il destino ultimo dell’Universo dipende da quanta massa vi è contenuta, e dalla distanza reciproca tra i vari corpi: in una parola dipende dalla densità media dell’Universo d.

Se d è più grande di un certo valore critico, (**), allora la gravità riuscirà a frenare completamente l’espansione, e sarà responsabile di una fase di contrazione, fino a che tutta la materia tornerà a concentrarsi in un punto chiamato Big Crunch. In questo caso si parla di Universo chiuso. Se l’Universo è chiuso, allora potrebbe essere ciclico, e alternare fasi di espansione a fasi di contrazione.
Se, viceversa, d < dc, allora l’espansione, continuerà per sempre; in questo caso si parla di Universo aperto. Infine, nel caso intermedio, d = dc, la gravità è appena sufficiente a frenare l’espansione, ma per farlo richiede un tempo infinito. In questo caso l’espansione diventerebbe sempre più lenta, ma non si avrebbe la fase di contrazione, si parla allora di Universo critico. (**)

Problemi ancora irrisolti sul futuro dell’Universo

• L'apparente assenza di antimateria
• la natura della materia oscura

 

Antimateria. La Teoria della Relatività Ristretta ci dice che ogni forma di energia si può trasformare in massa purché costituita da eguali quantità di materia e antimateria. Se la materia deriva dall’energia dovrebbe esserci nell’Universo una quantità di antimateria pari a quella della materia e quindi si dovrebbero osservare anti-nuclei, anti-pianeti, anti-stelle e anti-galassie, e ciò non avviene. Resta la domanda di come l’Universo, creato perfettamente simmetrico al momento del “big bang”, si sia evoluto verso la forma attuale in cui la materia domina totalmente. Una possibile spiegazione è la seguente. Poiché materia e antimateria quando entrano in contatto si annichilano (disintegrano) emettendo radiazione, nei brevissimi istanti successivi al Big Bang (10-34 secondi) il processo di annichilazione fra particelle e antiparticelle portò probabilmente alla completa scomparsa dell'antimateria mentre della materia sopravvisse in piccolissima quantità: per ogni miliardo di antiparticelle si aveva un miliardo più una di particelle. Dopo questa transizione l'Universo continuava ad espandersi e la sua temperatura scendeva così rapidamente da rendere impossibile la creazione di nuove coppie particella-antiparticella, dopo circa 10-5 s. E’ soltanto quel  relativamente piccolo numero di particelle di materia in eccesso che rese possibile lo sviluppo dell'attuale Universo; tutto il resto era scomparso in radiazione.

Materia Oscura. E’ noto da tempo che buona parte della materia di cui sono formate le galassie non emette luce e quindi non è visibile con i consueti strumenti astronomici: si tratta della cosiddetta materia oscura. Questa materia invisibile denuncia la sua presenza influenzando il moto orbitale delle stelle e delle nebulose che formano una galassia, mantenendo sostenuta, per esempio, nel caso delle galassie a spirale, come la Via Lattea, la velocità di rotazione delle stelle del disco e le nebulose che altrimenti dovrebbe decrescere all’aumentare della distanza dal nucleo.  Infatti, stelle e nebulose lontane dal nucleo ruotano grosso modo alla stessa velocità di quelle che si trovano in regioni più interne. Un comportamento del genere si spiega solo ipotizzando l’azione gravitazionale di materia non visibile, presente nelle regioni esterne, che però sia molto più abbondante di quella attribuibile alle stelle e al gas che si rendono visibili. Poiché la quantità di materia oscura richiesta è in alcuni casi anche dieci volte superiore a quella della materia visibile la sua determinazione è fondamentale per stabilire la densità media dell’Universo e quindi per prevedere quale sarà il suo destino.
Gli scienziati hanno elaborato molte teorie sulla natura della materia oscura. Essa può avere varie componenti: una di tipo barionico (materia "ordinaria", cioè fatta da atomi) e una, più “esotica”, di tipo non barionico.
La componente barionica, costituita da oggetti massicci ma non luminosi, può essere formata da pianeti, nane bianche (stelle che hanno finito di bruciare), nane brune (stelle che non hanno mai cominciato a bruciare), stelle di neutroni e buchi neri.
Questi oggetti vanno sotto il nome di MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects = Oggetti astrofisici massicci e compatti di alone) ed emettono per loro natura una quantità di luce troppo scarsa per poter essere rivelati.
La Materia Oscura non barionica, che prima abbiamo chiamato “esotica”, non e’ costituita da oggetti compatti ma da particelle. Queste particelle, note con il nome di WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles = particelle massive debolmente interagenti), sono molto massive (100 volte più pesanti di un protone o più), ma interagiscono pochissimo con la materia, ancor meno dei neutrini. Esse vagherebbero nel Cosmo, addensandosi in prossimità delle galassie a causa dell’attrazione gravitazionale. I fisici ritengono che le WIMPs altro non siano che delle particelle previste da alcune teorie (per esempio la Supersimmetria), ma non ancora osservate neanche nei più potenti acceleratori.

Note

(*) Dopo circa 4 minuti dal Big Bang, i protoni ed i neutroni cominciarono a legarsi stabilmente formando prima deuterio e poi, fondendosi tra loro, elio. A causa delle dimensioni dell'Universo (la probabilità di collisioni casuali tra i nuclei era molto bassa) e del fatto che i nuclei con 5 nucleoni sono altamente instabili, non si formarono nuclei più pesanti. Pertanto le abbondanze relative di materia nella nostra Galassia si sono stabilizzate a quelle che possiamo misurare ancora oggi: 75% di idrogeno e 25% di elio.

(**) Questa densità equivale a 5,9 protoni per metro cubo, è come avere 1 grammo di materia nel volume occupato da 100 Terre!

(***) I cosmologi preferiscono usare un parametro, detto Wo, per descrivere il tipo di Universo in cui viviamo. Tale parametro, che rappresenta il rapporto tra la densità media presente nell'Universo e la densità critica è anche una misura di quanto lo spazio viene “curvato” dalla presenza della materia e dell’energia.

Se Wo >1, l'espansione verrà prima o poi frenata e poi, lentamente, le galassie cominceranno a riavvicinarsi poiché la geometria dello spazio è chiusa come la superficie di una sfera. La somma degli angoli di un triangolo è maggiore di 180 gradi e non esistono rette parallele; tutte le rette si incontrano ad un certo punto. La geometria di questo Universo è, su larga scala ellittica, cioè a curvatura positiva.

Se Wo <1, al contrario, la materia presente che e' insufficiente per controbilanciare la spinta di espansione rende la geometria dello spazio “aperta”, curvata negativamente come la superficie di una sella. Gli angoli di un triangolo sommati danno un valore minore di 180 gradi, e le rette che non si incontrano non sono mai equidistanti; hanno un punto di distanza minima e continuano a separarsi. Si dice anche che la geometria dell'Universo è iperbolica, cioè con curvatura negativa.

Infine, se Wo=1, l'espansione rallenterà lentamente fino a fermarsi per sempre poiché la geometria dell'Universo è piatta come nella geometria euclidea: la somma degli angoli di un triangolo è di 180 gradi, e le parallele sono sempre equidistanti e non si incontrano mai. E' questo il caso di Universo "piatto", cioè senza curvatura.