Fine dell'Universo

2.0 I diversi destini dell'universo

I possibili scenari che rappresentano la fine dell'universo sono

fondamentalmente tre: il Big Freeze, il Big Crunch ed il Big Rip.Nel modello

Big Freeze si prevede un'espansione infinita dell'universo che allontenerebbe

gli astri tra loro. Questa lontanza porterebbe l'universo al congelamento e

quindi alla morte. Nel modello Big

Crunch l'espansione dell'universo

cesserebbe perché la densità

dell'universo avrebbe generato

una forza gravitazionale capace di

fermare l'espansione. A questo

punto l'universo collasserebbe su

sé stesso. Nel terzo modello il Big

Rip l'accelerazione aumenterebbe Illustrazione 1: l'immagine rappresenta le possibili

sempre di più portando alla fine evoluzioni dell'universo

della vita.

Attualmente l'Universo si sta espandendo, ma non si sa ancora quale sarà il

suo destino; gli astrofisici affermano che quest'ultimo dipenda dalla sua

densità, ovvero dalla quantità di materia in esso presente. A livello teorico è

stata calcolata la densità dell'universo in relazione alla quantità di materia e a

questo valore è stato dato il nome di densità critica,mentre dal punto di vista

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sperimentale la quantità di materia è stata calcolata in modo statistico. Fu

Einstein il primo a ipotizzare la presenza nell'universo di più materia di quanto

se ne veda,osservando la forza di gravità che agisce in esso;quando due corpi

lontani accelerano l'uno rispetto l'altro,il cambiamento della loro gravità arriva

a noi sotto forma di onde gravitazionali, cioè di onde che si propagano alla

velocità della luce.

Oggigiorno si ritiene che il 90% dell'universo sia composto da materia oscura.

I cosmologi hanno fissato un valore teorico per la massa dell'universo, detto

massa critica. Se la massa critica e quella reale dovessero coincidere allora

l'attrazione tra la materia (gravità) e la forza d'espansione dell'universo

sarebbero perfettamente bilanciate. Di conseguenza l'espansione ad un certo

punto cesserebbe grazie all'equilibrio tra le due forze, in questo caso si parla

di universo piatto.

Se la massa reale, invece, fosse inferiore alla massa critica, la forza di gravità

non sarebbe sufficiente ad equilibrare quella d'espansione, che prevalerebbe ;

si avrebbe quindi un Universo aperto. Il destino di un Universo piatto e di un

Universo aperto è simile: con l’esaurirsi del carburante delle stelle, il cosmo

diventerebbe un luogo desolato, sempre più buio e sempre più freddo, fino a

raggiungere lo zero assoluto.( in questo caso si parla di Big Freeze)

Diverso invece è il destino di un Universo chiuso, che si avrebbe se la massa

della materia che lo compone fosse maggiore della massa critica. In questo

caso, in un remoto futuro la forza gravitazionale avrebbe la meglio

sull’espansione. Le galassie inizierebbero ad avvicinarsi le une alle altre,

finché l’Universo imploderebbe su se stesso in un processo opposto a quello

del Big Bang, chiamato Big Crunch (grande stritolamento).

Sebbene le osservazioni più recenti facciano supporre che la massa reale

dell’Universo sia molto vicina a quella critica, il problema della geometria e del

destino del cosmo rimane aperto. Una delle difficoltà che caratterizza questa

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ricerca è rappresentata dalla scoperta che la maggior parte della materia di cui

è fatto l’Universo non è visibile poiché appunto materia oscura.

Comprendere la natura di questa materia oscura e determinarne la quantità

sarà essenziale per svelarci se lo spazio è davvero infinito, e quale sarà il

nostro ultimo destino.

2.1 Spazi piatti o curvi

Fino ai primi decenni del '800 nessuno aveva pensato di mettere in

discussione la geometria Euclidea, in quanto considerata l'unica concepibile.

Ma, rispettivamente nel 1829 e nel 1832, lavorando in maniera indipendente

N. Lobacevskij e Bolay svilupparono delle geometrie non euclidee che si

sviluppavano in più dimensioni.

Nello spazio euclideo si considera valido il quinto postulato di Euclide che

afferma che esiste ed é unica la retta passante per due punti. Da questo si

desumono tutti i teoremi a noi noti, come ad esempio il teorema sulla somma

degli angoli interni di un triangoli uguale a180 gradi o quello sulla distanza

minima tra due punti (una retta).

La geometrie non euclidee, al contrario non rispettano il quinto postulato e di

conseguenza ammettono che per un punto esterno ad una retta data sia

possibile condurre infinite rette parallele alla retta stessa.

Le geometrie non euclidee sono fondamentalmente due:

1) Ellittica introdotta da Reeman con curvatura positiva

2) Iperbolica introdotta da Lobacevskij con curvatura negativa

Nel primo caso si sceglie uno spazio curvo, ad esempio una sfera,dunque

bisogna ridefinire i luoghi geometrici partendo da quello fondamentale: il

segmento.

Il segmento per definizione é la distanza minima tra due punti, dunque il

segmento passante per due punti su una circonferenza sarà una parte della

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circonferenza massima della curva, ovvero una circonferenza ottenuta

intersecando un piano con il centro della sfera.

Intersecandosi tre rette su un piano curvo creano un triangolo che ha, come

somma degli angoli interni 540 gradi.

Nella geometria iperbolica, viceversa la somma degli angoli interni di un

triangolo é minore di 180 gradi.

2.2 La curvatura dello spazio

Dunque é possibile definire in ogni spazio le curve geodetiche, ovvero le curve

di minima lunghezza che uniscono due punti.

Se potessimo osservare due punti materiali che si muovono lungo due

geodetiche, potremmo osservare che la loro distanza continua a diminuire,

questo ci potrebbe portare a supporre che tra di loro ci sia una forza attrattiva (

forza di gravità). Ma sapendo che questa forza non può agire in maniera

istantanea, si può dedurre che erano le masse a curvare lo spazio-tempo. In

questo modo le masse “dicono” allo spazio-tempo come incurvarsi; lo spazio-

tempo “dice” alle masse come muoversi.

Cosi come gli effetti della relatività ristretta sono evidenti quando le velocità si

avvicinano a quella della luce, analogamente gli effetti di quella generale sono

evidenti solo quando si parla di grandi masse.

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Essendoci nell'Universo dei corpi dalle dimensioni estese possiamo desumere

che questo abbia una curvatura intrinseca.

Come abbiamo visto,la forma dell'universo è uno dei parametri da cui dipende

la sua fine.

Non potendo determinare la geometria dell’Universo tramite osservazione

diretta, gli astronomi la definiscono indirettamente stimando la quantità di

materia che lo compone, che determina la sua geometria e, infine, il suo

destino. Sono tre i modelli di spazio che potrebbero descrivere l'universo:

 Universo aperto, la forma somiglia a quello di una sella di cavallo. In

questa superficie che lo rappresenta la somma degli angoli interni di un

triangolo è minore di 180°; in questo tipo di universo l’espansione delle

galassie continuerebbe, forse, all’infinito causando o un big freeze

(morte fredda) o un big rip (grande

strappo); in questo caso la curvatura è

positiva.

 Universo piatto, la forma è piatta e la

geometria euclidea funziona: qui la

somma degli angoli interni di un

triangolo è di 180°; questa curvatura Illustrazione 1: Le diverse forme

é detta nulla. dell'universo. Negli universi con

un curvatura positiva o negativa

 Universo chiuso, la forma è quella di una

non viene rispettata la geometria

Euclidea, infatti la somma degli

cupola o di una sfera. Qui disegnando un

angoli del triangolo è o maggiore

o minore di 180°

triangolo la somma interna dei suoi

angoli sarebbe maggiore di 180°. In questo tipo di universo la deriva

delle galassie prima rallenterebbe, poi si arresterebbe sino addirittura a

trasformarsi in avvicinamento. Alla fine tutte le galassie tornerebbero al

punto d’inizio scontrandosi in un immane Big Crunch a cui seguirebbe

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subito un Big Bang e così via di seguito, dando origine a un universo

oscillante. L’attimo stesso in cui dal Big Crunch si passerebbe al Big

Bang è detto anche Big Bounce (grande rimbalzo). Questa curvatura è

negativa.

Modello di Aperto Critico Chiuso

Universo

Parametro di

densità Ω < 1 Ω=1 Ω> 1

Parametro di q0< 1/2 q0= 1/2 q0> 1/2

decelerazione 12

iperbolica sferica

Geometria dello piatta

(curvatura (curvatura

spazio (curvatura nulla)

negativa) positiva)

Futuro Espansione Espansione

dell'Universo Espansione perpetua con seguita da

perpetua velocità finale nulla collasso finale

Tabella 1:La tabella mostra le relazioni tra densità, decelerazione, geometria dello spazio-tempo e

destino dell'Universo.

3.0 Spencer, una visione quasi profetica

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L'inglese Herbert Spencer (Derby 1820 - Brighton 1903) è considerato uno dei

principali esponenti del positivismo evoluzionista. Pur ispirandosi alla dottrina

di Darwin, Spencer non fondò il suo pensiero su puntuali ricerche di scienze

naturali, ma delineò piuttosto una visione generale della realtà che applica le

concezioni scientifiche evoluzionistiche ai diversi settori dell'indagine filosofica.

A differenza di Darwin che ridusse l’evoluzione ad un campo puramente

biologico, Spencer parlò esplicitamente di Evoluzionismo cosmico.

Secondo Spencer alla religione spetta la conoscenza di ciò che è

Inconoscibile, alla scienza di ciò che è conoscibile mentre la filosofia è La

conoscenza nel suo più alto grado di generalità.

La scienza è infatti è conoscenza parzialmente unificata mentre la filosofia

conoscenza completamente unificata. La filosofia deve quindi assumere come

suo proprio materiale e punto di partenza i principi più vasti ai quali è giunta la

scienza.

Spencer ne l’ I primi principi affermò che tutto l’Universo è percorso da

un’incessante redistribuzione di materia e di moto che dà luogo all’Evoluzione.

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Caratteristiche dell'Evoluzione è il passaggio da una forma meno coerente a

una più coerente (ad esempio il sistema solare originatosi da una nebulosa)

dall'omogeneo all'eterogeneo (come ad esempio nell’aggregato di stelle e

nebulose)e dall'indefinito al definito.

Il processo di integrazione, operante localmente e universalmente, si combina con il

processo do differenzazione, cosi che il mutamento non avviene solamente

dall’omogeneo all’eterogeneo, ma da una indefinita omogeneità ad una definita

eterogeneità; e questo carattere di crescente definitezza, che accompagna il

carattere di crescente eterogeneità,è esibito dalla totalità delle cose e da tutte le

divisioni e suddivisioni fino alle più minute

Egli applicò la legge dell'evoluzione non solo alle specie viventi ma anche alla

società nel suo complesso e all'universo. Nel suo testo An Epitome of Syntetic

Philosophy, pubblicato nel 1889, egli scrisse:

I mutamenti vanno avanti fino a quando non sia raggiunto un equilibrio tra le forze dalle

quali tutte le parti dell'aggregato sono investite e le forze che queste oppongono alle prime.

L’evoluzione, secondo Spencer, è un processo necessario. L’omogeneità, che

è il suo punto di partenza, è uno stato instabile che non può durare e deve

passare all’eterogeneità per raggiungere l’equilibrio. Perciò l’evoluzione deve

iniziare e una volta iniziata deve continuare; questo processo è necessario e

continuo. Ma

I mutamenti vanno avanti fino a quando non si è raggiunto un equilibrio tra le forze dalle

quali tutte le parti dell’aggregato sono investite

Questo stato di equilibrio è fondamentalmente la fine del processo evolutivo;

dunque non vi è più nessun passaggio ad una forma più definita. Questo

comporta che non vi è piu nessun progresso: la stasi così raggiunta

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dall’Universo porterebbe alla sua morte.

4 Leopardi, il cosmo e la fine del mondo.

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Figura 1 Giacomo Leopardi (1798 –1837)

“Lo spettacolo di un cielo stellato colpisce ogni uomo riflessivo. Esso avrà

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sicuramente sorpresi e gettati in una dolce estasi i primi uomini.” Queste

parole, estratte da un ponderoso saggio, scritto da Leopardi nel 1815,

denunciano in modo chiaro la sua l’attrazione ( propria di tutti i grandi poeti e

di tutti i grandi filosofi) per la volta celeste.

Del resto il poeta a soli quindici anni, nel 1813, aveva iniziato un’opera a