Nuovi mondi, nuovi orizzonti

ovunque, nello spazio e nel tempo, ci accorgiamo che un universo statico infinito in presenza di forze

gravitazionali attrattive è instabile poiché le stelle

cadrebbero le une sulle altre data l’impossibilità di

rendere nulla la risultante delle forze applicate ad ogni

stella; nemmeno se si suppone che a lunghe distanze la

forza gravitazionale diventi repulsiva, si può giungere ad

una condizione di stabilità in un universo infinito.

Oggi la cosmologia è considerata a pieno titolo una

scienza; i suoi oggetti di studio sono le proprietà e

l’evoluzione dell’Universo, dalle particelle elementari nel

brodo primordiale, fino ai possibili scenari del suo remoto

futuro. HUBBLE DEEP FIELD UNVEILS MYRIAD

GALAXIES BACK TO THE BEGINNING IF TIME

Tuttavia la cosmologia, così come l’astrofisica, data l’impossibilità di condurre esperimenti diretti, non

è una scienza di alta precisione: l’osservazione del cielo, la spettrometria e la radioastronomia sono i

nostri strumenti, ma presentano ancora problemi di natura tecnica nonostante il grado di sviluppo

tecnologico raggiunto soprattutto negli ultimi decenni.

In astrofisica l’impossibilità di fare esperimenti con le stelle o con le galassie è compensata

dall’abbondanza di oggetti osservabili, che possono essere considerati come realizzazioni dello stesso

sistema fisico in condizioni ed età diverse. Così non è in cosmologia: l’Universo è per definizione un

evento unico, osservabile da una sola posizione, di cui possiamo osservarne l’evoluzione nel tempo

con l’esclusione dei primi 380.000 anni.

A "ROSE" MADE OF GALAXIES HIGHLIGHTS HUBBLE'S 21ST ANNIVERSARY 7

LA LEGGE DI HUBBLE E L’ESPANSIONE COSMICA

Edwin Hubble è una delle figure chiave dell’astronomia. A lui è stato intitolato il telescopio orbitante

HST (Hubble Space telescope), lanciato nel 1990 come progetto comune della NASA e dell'ESA. Nel

1923 Hubble fu in grado di provare che alcune delle macchie luminose diffuse, catalogate da Messier

nel 1781 con il nome di nebulose, erano in effetti insiemi di miriadi di stelle, dimostrando l’esistenza

di galassie diverse dalla nostra Via Lattea, come la nebulosa di Andromeda.

Già nella “Storia universale della natura e teoria del cielo” Kant (1705) descrisse la formazione

dell'universo a partire da una nebulosa

primitiva, secondo le leggi della

meccanica newtoniana. Nel 1796

l'astronomo Laplace giunse ad una

ipotesi simile a quella kantiana e da

allora la teoria cosmologica fu ricordata

come "teoria di Kant-Laplace".

Nel 1929, Hubble scoprì anche che la

radiazione emessa da queste galassie è

spostata verso il lato rosso dello

spettro dove le lunghezze d’onda sono

maggiori, presentando cioè il

fenomeno del Red shift. In base

all’effetto Doppler, egli stabilì che le

galassie si allontanavano dalla Terra.

LIGHE ECHO ILLUMINATES DUST AROUND SUPERGIANT STAR V838 MONOCEROTIS

L’effetto Doppler, evidenziato per la prima volta dal fisico

austriaco Johann Christian Doppler nel 1842, è un cambiamento

apparente della frequenza delle lunghezze d’onda percepito da un

osservatore al variare della sua distanza dall’origine dell’emissione.

Quando la sorgente si allontana da noi, le creste delle onde emesse in

successione impiegano un tempo maggiore per raggiungerci, mentre

quando si avvicina il tempo di percorrenza è minore. L’effetto

Doppler si osserva comunemente quando siamo superati da

un’ambulanza a tutta velocità. Sebbene la reale emissione sonora della

sirena non cambi (il guidatore dell’ambulanza non avverte alcuna

variazione), le nostre orecchie percepiscono un abbassamento della

tonalità man mano che la sirena si allontana da noi, registrano cioè il

cambiamento apparente della lunghezza d’onda. L’effetto Doppler,

applicabile a qualsiasi tipo di onda, nello spettro della luce visibile

giustifica il Red shift (spostamento verso il rosso) delle righe spettrali

quando la sorgente si allontana e la lunghezza d’onda percepita

aumenta, e il Blue shift (spostamento verso il blu) quando la sorgente si

avvicina e la lunghezza d’onda percepita diminuisce. 8

ESEMPIO DI SPOSTEMENTO VERSO IL ROSSO O VERSO IL BLU DELLE RIGHE DI ASSORBIMENTO

Suus quidem cuique color est: Ma ognuno ha il suo colore

Saturno candidus, Iovi clarus, proprio: bianco splendente per

Martis igneus, Lucifero candens, Saturno, luminoso per Giove,

Vesperi refulgens, Mercurio color bianco per Lucifero,

radians, Lunae blandus, soli, cum scintillante per Venere, irradiante

oritur, ardens, postea radians, his per Mercurio, smorzato per la

causis conexo visu etearum quae Luna, e per il Sole, quando sorge,

caelo continentur. ardente, poi irradiante; a queste

cause si collega pure la visibilità di

Plinio – Storia naturale quelle stelle che sono fissate al

cielo.

Il Red shift si calcola misurando il rapporto tra la lunghezza d’onda osservata e quella che avrebbero

se fossero emesse da una sorgente in quiete; il parametro z di Red shift di una sorgente luminosa in

allontanamento dall’osservatore è definito come:

   

 

   

0 0 E

z 1

  

E E 9

La velocità di recessione della sorgente invece è direttamente proporzionale a z:



v cz

Hubble, dopo aver misurato le distanze di diciotto galassie e dopo averle confrontate con le relative

velocità di recessione, dimostrò che la velocità di recessione di tali galassie è proporzionale alla

distanza: più distante è l’oggetto, più pronunciato è lo spostamento verso il rosso. Questa

correlazione tra velocità e distanza è espressa dalla legge di Hubble:



v Hd

La costante H, è detta costante di Hubble e rappresenta la pendenza della retta che interpola i dati

relativi alla distanza e alla velocità di recessione su di un grafico che riporta sulle ascisse la distanza e

sulle ordinate la velocità. Con dati scarsi e incompleti, Hubble nel 1929 stimò tale costante in 500

km/s per megaparsec (1 megaparsec = 3.262.000 anni luce). Il suo valore, continuamente corretto

negli anni grazie al perfezionamento delle strumentazioni e soprattutto grazie all’Hubble Space

Telescope, oggi è stimato a circa 70 km/s per megaparsec. Inoltre è stato recentemente scoperto che

l’espansione cosmica sembra accelerare, a causa di una forza a tutt’oggi ignota, e per questo detta

“energia oscura”. 10

La legge di Hubble dimostra che l’Universo è soggetto ad un moto di

espansione che non possiede però un centro di espansione: la nostra

Galassia, la Via Lattea, non occupa alcuna posizione privilegiata nel

cosmo e qualsiasi punto può essere considerato come il centro

dell’espansione esattamente come dei puntini disegnati su di un

palloncino che si gonfia che si allontanano con velocità proporzionale

alla loro distanza senza un centro di espansione. La velocità di

recessione, quindi, rappresenta il tasso di espansione dell’Universo

con cui tutte le galassie si allontanano le une dalle altre. Inoltre

l’espansione dell’Universo va intesa come espansione dello spazio

stesso poiché non esiste uno spazio esterno in cui l’Universo si

espande.

La legge di Hubble fu la prima importante osservazione che suffragava

la teoria del Big Bang, un’esplosione primordiale seguita

dall’espansione: se le galassie si stanno separando, in passato

dovevano essere certamente più vicine tra loro.

La costante di Hubble ci permette anche di stimare l’età dell’Universo.

Conoscendo la distanza attuale tra due galassie e la velocità con cui si

separano, è possibile determinare quanto tempo hanno impiegato per

raggiungere la distanza osservata oggi, applicando la semplice

relazione: spazio/velocità = tempo.

Secondo le più recenti stime, i cosmologi ritengono che l’Universo

abbia circa 13.7 miliardi di anni, con un margine di errore solo del 10%

(± 200 milioni di anni).

A DYING STAR SHROUDED BY A BLAMKET OF

HAILSTONES FORMS THE NEBULA NGC 6302 11

IL BIG BANG E L’ORIGINE DELL’UNIVERSO NEL MODELLO

STANDARD

L’espansione dell’universo espressa dalla legge di Hubble implica che in un istante iniziale tutta la

materia dovesse formare un agglomerato densissimo. Tale considerazione ha condotto alla teoria

cosmologica del Big Bang, definita nel Modello Standard, che, al giorno d’oggi, è generalmente

condivisa. …Si capisce che si stava tutti lì, - fece il vecchio Qfwfq, - e dove, altrimenti? Che

ci potesse essere lo spazio, nessuno ancora lo sapeva. E il tempo, idem: cosa

volete che ce ne facessimo, del tempo, stando lì pigiati come acciughe?

Ho detto “pigiati come acciughe” tanto per usare una immagine letteraria: in

realtà non c’era spazio nemmeno per pigiargi. Ogni punto d’ognuno di noi

coincideva con ogni punto di ognuno degli altri in un punto unico che era quello

in cui stavamo tutti. Insomma, non ci davamo nemmeno fastidio, se non sotto

l’aspetto del carattere, perché quando non c’è spazio, aver sempre tra i piedi un

t d

antipatico come il signor Pber Pber è la cosa più seccante...

Italo Calvino 1965 – Le Cosmicomiche – Tutto in un punto

L'Universo non viene studiato dai fisici a partire dall'istante zero, bensì da un istante detto "tempo di

-44

Planck", cioè 5,39x10 secondi dopo il Big Bang. Prima di questo istante, poiché la densità di materia

e la temperatura assumevano valori infiniti, esso è completamente inaccessibile; tutta la materia e

l'energia che lo componevano sono così concentrate da costituire una "singolarità": uno stato

estremo, nel quale lo spazio-tempo della Relatività non ha nemmeno senso, e nel quale non possiamo

applicare le leggi della fisica che conosciamo (epoca della gravità quantistica).

32 -33

Al tempo di Planck, l'Universo è caldissimo (T=10 K) e ha una dimensione di 10 cm, con un’energia

19

media che superava i 10 GeV. Secondo alcune ipotesi durante questa epoca l’Universo si sarebbe

espanso con un immenso fattore di crescita. Le quattro interazioni fondamentali (gravitazionale,

elettromagnetica, nucleare forte e nucleare debole) sono unite secondo la Teoria della Grande

Unificazione (GUT).

Durante la sua espansione, l’universo si è progressivamente raffreddato attraversando diverse fasi

durante le quali le varie interazioni si sono separate e si è sviluppata la materia a partire dalle prime

particelle (quark). Tramite un processo chiamato bariogenesi si rompe la simmetria tra antimateria e

materia, determinando un eccesso di quest’ultima che ha dato origine all’universo si materia a noi

noto. Successivamente le prime particelle iniziano a combinarsi generando protoni e neutroni. Gli

elettroni hanno invece origine in seguito all’annichilazione di coppie elettone-positrone

L'Universo è ora dominato dalla radiazione ("era radiativa"). 12

Ad un minuto di età si formano i primi nuclei atomici leggeri (deuterio, elio e litio): la temperatura

dell'Universo è scesa sotto i 10 miliardi di gradi, così i protoni e i neutroni rimasti cominciano ad

urtarsi con violenza minore e a dar luogo alle prime reazioni di fusione nucleare (nucleo sintesi

primordiale).

Dopo qualche migliaio di anni, l'Universo non era più dominato dalla radiazione, ma dalla materia;

questa era però ancora immersa in una radiazione molto intensa ed energetica. La temperatura era

ancora molto alta a quindi materia ed energia erano accoppiate, cioè si trasformavano continuamente

l'una nell'altra.

Si dovette attendere fino a 300mila anni dopo il Big Bang perchè la temperatura scendesse ancora ed

esse si disaccoppiassero: da quel momento l'Universo diventò trasparente alla radiazione.

Nel frattempo, gli elettroni si unirono ai nuclei per formare gli atomi.

Dopo qualche centinaio di milioni di anni, la temperatura era scesa sotto i 4.000 gradi; gli elettroni si

combinarono con i nuclei: la materia divenne in gran parte elettricamente neutra e la sua interazione

con la radiazione diventò molto meno frequente. La materia poté quindi cominciare ad aggregarsi ed

in seguito si formarono le prime protogalassie: gigantesche nubi di gas freddissimo (-220°C) che

dettero origine alle galassie, per collasso gravitazionale, nel miliardo di anni successivo.