Come è nato il nostro universo? Come si è trasformato in uno spazio apparentemente infinito? E cosa diventerà dopo molti milioni e miliardi di anni? Queste domande hanno tormentato (e continuano a tormentare) le menti di filosofi e scienziati, a quanto pare, dall'inizio dei tempi, dando origine a molte teorie interessanti e talvolta persino folli. Oggi, la maggior parte degli astronomi e dei cosmologi sono giunti a un accordo generale sul fatto che l'Universo come lo conosciamo è apparso come risultato di una gigantesca esplosione che ha generato non solo la maggior parte della materia, ma era la fonte delle leggi fisiche di base secondo le quali esiste il cosmo che ci circonda. Tutto questo si chiama teoria del Big Bang.
Le basi della teoria del Big Bang sono relativamente semplici. In breve, secondo lei, tutta la materia che esisteva ed esiste ora nell'Universo è apparsa contemporaneamente - circa 13,8 miliardi di anni fa. In quel momento, tutta la materia esisteva sotto forma di una sfera astratta molto compatta (o punto) con densità e temperatura infinite. Questo stato è stato chiamato la singolarità. All'improvviso, la singolarità ha iniziato ad espandersi e ha generato l'universo come lo conosciamo.
Vale la pena notare che la teoria del Big Bang è solo una delle tante ipotesi proposte sull'origine dell'Universo (ad esempio, c'è anche la teoria di un Universo stazionario), ma ha ricevuto il più ampio riconoscimento e popolarità. Non solo spiega la fonte di tutta la materia conosciuta, le leggi della fisica e la grande struttura dell'universo, ma descrive anche le ragioni dell'espansione dell'universo e molti altri aspetti e fenomeni.
Cronologia degli eventi nella teoria del Big Bang
Sulla base della conoscenza dello stato attuale dell'Universo, gli scienziati suggeriscono che tutto avrebbe dovuto iniziare da un unico punto con densità infinita e tempo finito, che ha iniziato ad espandersi. Dopo l'espansione iniziale, dice la teoria, l'universo ha attraversato una fase di raffreddamento che ha permesso la comparsa di particelle subatomiche e successivamente semplici atomi. Nubi giganti di questi antichi elementi in seguito, grazie alla gravità, hanno iniziato a formare stelle e galassie.
Tutto questo, secondo gli scienziati, è iniziato circa 13,8 miliardi di anni fa, e quindi questo punto di partenza è considerato l'età dell'universo. Attraverso lo studio di vari principi teorici, esperimenti che coinvolgono acceleratori di particelle e stati ad alta energia, nonché attraverso studi astronomici degli angoli lontani dell'Universo, gli scienziati hanno derivato e proposto una cronologia di eventi che è iniziata con il Big Bang e ha portato l'Universo in ultima analisi allo stato di evoluzione cosmica, che si svolge ora.
Video promozionale:
Gli scienziati ritengono che i primi periodi della nascita dell'universo - che durano da 10-43 a 10-11 secondi dopo il Big Bang - siano ancora oggetto di controversia e discussione. Considerando che le leggi della fisica che ora conosciamo non potevano esistere in questo momento, è molto difficile capire come fossero regolati i processi in questo universo primordiale. Inoltre, non sono stati ancora condotti esperimenti che utilizzano quei possibili tipi di energie che potrebbero essere presenti in quel momento. Comunque sia, molte teorie sull'origine dell'universo alla fine concordano sul fatto che a un certo punto nel tempo c'è stato un punto di partenza da cui tutto è iniziato.
L'era della singolarità
Conosciuto anche come era di Planck (o era di Planck), è considerato il primo periodo conosciuto nell'evoluzione dell'universo. A quel tempo, tutta la materia era contenuta in un unico punto di densità e temperatura infinite. Durante questo periodo, gli scienziati ritengono che gli effetti quantistici dell'interazione gravitazionale abbiano dominato il fisico e nessuna delle forze fisiche fosse uguale in forza alla gravità.
L'era di Planck presumibilmente è durata da 0 a 10-43 secondi ed è così chiamata perché la sua durata può essere misurata solo dal tempo di Planck. A causa delle temperature estreme e dell'infinita densità della materia, lo stato dell'universo durante questo periodo di tempo era estremamente instabile. Questo è stato seguito da periodi di espansione e raffreddamento che hanno portato all'emergere di forze fondamentali della fisica.
Approssimativamente nel periodo da 10-43 a 10-36 secondi, il processo di collisione degli stati di temperatura di transizione ha avuto luogo nell'Universo. Si ritiene che sia stato in questo momento che le forze fondamentali che governano l'universo attuale hanno cominciato a separarsi l'una dall'altra. Il primo passo in questo dipartimento è stato l'emergere di forze gravitazionali, interazioni nucleari forti e deboli ed elettromagnetismo.
Nel periodo da circa 10-36 a 10-32 secondi dopo il Big Bang, la temperatura dell'Universo è diventata sufficientemente bassa (1028 K), il che ha portato alla separazione delle forze elettromagnetiche (interazione forte) e dell'interazione nucleare debole (interazione debole).
L'era dell'inflazione
Con l'apparizione delle prime forze fondamentali nell'Universo, iniziò l'era dell'inflazione, che durò da 10-32 secondi secondo il tempo di Planck a un punto nel tempo sconosciuto. La maggior parte dei modelli cosmologici presume che l'universo fosse uniformemente riempito di energia ad alta densità durante questo periodo, e temperature e pressioni incredibilmente alte hanno portato alla sua rapida espansione e raffreddamento.
È iniziato a 10-37 secondi, quando la fase di transizione, che ha causato la separazione delle forze, è stata seguita da un'espansione esponenziale dell'Universo. Nello stesso periodo di tempo, l'Universo era in uno stato di bariogenesi, quando la temperatura era così alta che il movimento disordinato delle particelle nello spazio avveniva a una velocità prossima alla luce.
In questo momento, si formano coppie di particelle - antiparticelle e si scontrano immediatamente, il che si ritiene abbia portato al predominio della materia sull'antimateria nell'universo moderno. Dopo la fine dell'inflazione, l'Universo era costituito da plasma di quark-gluoni e altre particelle elementari. Da quel momento in poi, l'Universo iniziò a raffreddarsi, la materia iniziò a formarsi e combinarsi.
L'era del raffreddamento
Con una diminuzione della densità e della temperatura all'interno dell'Universo, iniziò a verificarsi una diminuzione di energia in ciascuna particella. Questo stato di transizione è durato fino a quando le forze fondamentali e le particelle elementari hanno raggiunto la loro forma attuale. Poiché l'energia delle particelle è scesa a valori che possono essere raggiunti oggi nel quadro degli esperimenti, l'effettiva presenza possibile di questo periodo di tempo causa molte meno controversie tra gli scienziati.
Ad esempio, gli scienziati ritengono che 10-11 secondi dopo il Big Bang, l'energia delle particelle sia diminuita in modo significativo. Dopo circa 10-6 secondi, quark e gluoni hanno iniziato a formare barioni: protoni e neutroni. I quark iniziarono a predominare sugli antiquark, il che a sua volta portò alla predominanza dei barioni sugli antibarioni.
Poiché la temperatura non era più abbastanza alta da creare nuove coppie protone-antiprotone (o coppie neutroni-antineutroni), seguì la distruzione di massa di queste particelle, che portò al resto di solo 1/1010 del numero di protoni e neutroni originali e alla completa scomparsa delle loro antiparticelle. Un processo simile è avvenuto circa 1 secondo dopo il Big Bang. Solo le "vittime" questa volta erano elettroni e positroni. Dopo la distruzione di massa, i protoni, i neutroni e gli elettroni rimanenti hanno interrotto il loro movimento casuale e la densità di energia dell'universo è stata riempita di fotoni e, in misura minore, di neutrini.
Durante i primi minuti dell'espansione dell'Universo, iniziò il periodo della nucleosintesi (sintesi di elementi chimici). A causa del calo della temperatura a 1 miliardo di kelvin e della diminuzione della densità di energia a valori circa equivalenti alla densità dell'aria, neutroni e protoni hanno iniziato a mescolarsi e formare il primo isotopo stabile dell'idrogeno (deuterio), così come gli atomi di elio. Tuttavia, la maggior parte dei protoni nell'universo sono rimasti come nuclei incoerenti di atomi di idrogeno.
Circa 379.000 anni dopo, gli elettroni si combinarono con questi nuclei di idrogeno e formarono atomi (di nuovo, principalmente idrogeno), mentre la radiazione si separava dalla materia e continuava ad espandersi quasi senza ostacoli attraverso lo spazio. Questa radiazione è comunemente chiamata radiazione reliquia ed è la più antica fonte di luce nell'universo.
Con l'espansione la CMB ha perso gradualmente la sua densità ed energia e al momento la sua temperatura è di 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C), e la densità di energia è di 0.25 eV (o 4.005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotoni / cm³). La radiazione reliquia si estende in tutte le direzioni e su una distanza di circa 13,8 miliardi di anni luce, ma le stime della sua effettiva propagazione dicono di circa 46 miliardi di anni luce dal centro dell'universo.
Età della struttura (età gerarchica)
Nel corso dei successivi miliardi di anni, regioni più dense di materia, distribuite quasi uniformemente nell'Universo, hanno cominciato ad attrarsi a vicenda. Di conseguenza, sono diventati ancora più densi, hanno iniziato a formare nuvole di gas, stelle, galassie e altre strutture astronomiche che possiamo osservare al momento. Questo periodo è chiamato l'era gerarchica. In questo momento, l'Universo che vediamo ora ha iniziato a prendere forma. La materia iniziò a combinarsi in strutture di varie dimensioni: stelle, pianeti, galassie, ammassi galattici e superammassi galattici, separati da barriere intergalattiche contenenti solo poche galassie.
I dettagli di questo processo possono essere descritti secondo l'idea della quantità e del tipo di materia distribuita nell'Universo, che è rappresentata sotto forma di materia oscura fredda, calda, calda e materia barionica. Tuttavia, l'attuale modello cosmologico standard del Big Bang è il modello Lambda-CDM, secondo il quale le particelle di materia oscura si muovono più lentamente della velocità della luce. È stato scelto perché risolve tutte le contraddizioni che apparivano in altri modelli cosmologici.
Secondo questo modello, la materia oscura fredda rappresenta circa il 23% di tutta la materia / energia nell'universo. La proporzione di materia barionica è di circa il 4,6 percento. Lambda CDM fa riferimento alla cosiddetta costante cosmologica: una teoria proposta da Albert Einstein che caratterizza le proprietà di un vuoto e mostra l'equilibrio tra massa ed energia come una quantità statica costante. In questo caso, è associato all'energia oscura, che funge da acceleratore per l'espansione dell'universo e mantiene le strutture cosmologiche giganti in gran parte omogenee.
Previsioni a lungo termine sul futuro dell'universo
Le ipotesi che l'evoluzione dell'universo abbia un punto di partenza portano naturalmente gli scienziati a interrogarsi su un possibile punto finale di questo processo. Se l'Universo ha iniziato la sua storia da un piccolo punto con densità infinita, che improvvisamente ha iniziato ad espandersi, significa che si espanderà anche all'infinito? Oppure un giorno esaurirà la forza espansiva e inizierà un processo di compressione inversa, il cui risultato finale sarà lo stesso punto infinitamente denso?
Le risposte a queste domande sono state l'obiettivo principale dei cosmologi sin dall'inizio del dibattito su quale modello cosmologico dell'Universo sia corretto. Con l'adozione della teoria del Big Bang, ma in gran parte grazie all'osservazione dell'energia oscura negli anni '90, gli scienziati sono giunti a un accordo su due scenari più probabili per l'evoluzione dell'universo.
Secondo la prima, chiamata "grande compressione", l'Universo raggiungerà la sua dimensione massima e inizierà a collassare. Questo scenario sarà possibile se solo la densità di massa dell'Universo diventa maggiore della densità critica stessa. In altre parole, se la densità della materia raggiunge un certo valore o diventa superiore a questo valore (1-3 × 10-26 kg di materia per m³), l'Universo inizierà a contrarsi.
Un'alternativa è un altro scenario, che dice che se la densità nell'Universo è uguale o inferiore alla densità critica, la sua espansione rallenterà, ma non si fermerà mai completamente. Questa ipotesi, soprannominata la "morte termica dell'universo", continuerebbe ad espandersi fino a quando la formazione stellare non cesserà di consumare gas interstellare all'interno di ciascuna delle galassie circostanti. Cioè, il trasferimento di energia e materia da un oggetto a un altro si fermerà completamente. Tutte le stelle esistenti in questo caso si bruceranno e si trasformeranno in nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri.
A poco a poco, i buchi neri entreranno in collisione con altri buchi neri, il che porterà alla formazione di buchi sempre più grandi. La temperatura media dell'Universo si avvicinerà allo zero assoluto. I buchi neri alla fine "evaporeranno", rilasciando la loro ultima radiazione di Hawking. Alla fine, l'entropia termodinamica nell'Universo diventerà massima. Arriverà la morte per il caldo.
Le osservazioni moderne, che tengono conto della presenza dell'energia oscura e del suo effetto sull'espansione dello spazio, hanno spinto gli scienziati a concludere che nel tempo, sempre più spazio nell'universo passerà oltre il nostro orizzonte degli eventi e diventerà invisibile per noi. Il risultato finale e logico di ciò non è ancora noto agli scienziati, ma la "morte per calore" potrebbe essere il punto finale di tali eventi.
Ci sono altre ipotesi riguardanti la distribuzione dell'energia oscura, o meglio, le sue possibili tipologie (ad esempio, energia fantasma). Secondo loro, gli ammassi galattici, le stelle, i pianeti, gli atomi, i nuclei degli atomi e la materia stessa verranno lacerati a causa della sua continua espansione. Questo scenario evolutivo è chiamato "grande divario". Secondo questo scenario, l'espansione stessa è la causa della morte dell'Universo.
Storia della teoria del Big Bang
La prima menzione del Big Bang risale all'inizio del XX secolo ed è associata alle osservazioni dello spazio. Nel 1912, l'astronomo americano Vesto Slipher condusse una serie di osservazioni di galassie a spirale (che originariamente sembravano essere nebulose) e misurò il loro spostamento verso il rosso Doppler. In quasi tutti i casi, le osservazioni hanno dimostrato che le galassie a spirale si stanno allontanando dalla nostra Via Lattea.
Nel 1922, l'eccezionale matematico e cosmologo russo Alexander Fridman derivò le cosiddette equazioni di Friedman dalle equazioni di Einstein per la teoria generale della relatività. Nonostante l'avanzamento della teoria da parte di Einstein a favore di una costante cosmologica, il lavoro di Friedmann ha mostrato che l'universo era piuttosto in espansione.
Nel 1924, le misurazioni di Edwin Hubble della distanza dalla nebulosa a spirale più vicina mostrarono che questi sistemi sono in realtà altre galassie. Allo stesso tempo, Hubble ha iniziato a sviluppare una serie di metriche di sottrazione della distanza utilizzando il telescopio Hooker da 2,5 metri all'Osservatorio di Mount Wilson. Nel 1929, Hubble aveva scoperto una relazione tra la distanza e il tasso di allontanamento delle galassie, che in seguito divenne la legge di Hubble.
Nel 1927, il matematico, fisico e sacerdote cattolico belga Georges Lemaitre arrivò indipendentemente agli stessi risultati mostrati dalle equazioni di Friedmann, e fu il primo a formulare la relazione tra la distanza e la velocità delle galassie, offrendo la prima stima del coefficiente di questa relazione. Lemaitre credeva che in passato l'intera massa dell'universo fosse concentrata in un punto (atomo).
Queste scoperte e ipotesi hanno suscitato molte polemiche tra i fisici negli anni '20 e '30, la maggior parte dei quali credeva che l'universo fosse in uno stato stazionario. Secondo il modello stabilito in quel momento, nuova materia viene creata insieme all'espansione infinita dell'Universo, essendo distribuita in modo uniforme e uguale in densità per tutta la sua lunghezza. Tra gli studiosi che la sostenevano, l'idea del Big Bang sembrava più teologica che scientifica. Lemaitre è stato criticato per pregiudizi basati su pregiudizi religiosi.
Va notato che altre teorie esistevano contemporaneamente. Ad esempio, il modello dell'universo di Milne e il modello ciclico. Entrambi erano basati sui postulati della teoria della relatività generale di Einstein e successivamente ricevettero il sostegno dello scienziato stesso. Secondo questi modelli, l'universo esiste in un flusso infinito di cicli ripetuti di espansione e collasso.
Dopo la seconda guerra mondiale, è scoppiato un acceso dibattito tra i fautori di un modello stazionario dell'universo (che è stato effettivamente descritto dall'astronomo e fisico Fred Hoyle) e i fautori della teoria del Big Bang, che stava rapidamente guadagnando popolarità tra la comunità scientifica. Ironia della sorte, fu Hoyle a coniare la frase "big bang", che in seguito divenne il nome della nuova teoria. È successo nel marzo 1949 alla radio britannica BBC.
Alla fine, ulteriori ricerche e osservazioni scientifiche parlarono sempre più a favore della teoria del Big Bang e misero sempre più in discussione il modello di un universo stazionario. La scoperta e la conferma della CMB nel 1965 ha finalmente consolidato il Big Bang come la migliore teoria dell'origine e dell'evoluzione dell'universo. Dalla fine degli anni '60 agli anni '90, astronomi e cosmologi hanno condotto ulteriori ricerche sul Big Bang e hanno trovato soluzioni a molti dei problemi teorici che ostacolano questa teoria.
Queste soluzioni includono, ad esempio, il lavoro di Stephen Hawking e altri fisici, che hanno dimostrato che la singolarità era l'innegabile stato iniziale della relatività generale e il modello cosmologico del Big Bang. Nel 1981, il fisico Alan Guth ha sviluppato una teoria che descrive il periodo di rapida espansione cosmica (epoca inflazionistica), che ha risolto molte domande e problemi teorici precedentemente irrisolti.
Gli anni '90 hanno visto un crescente interesse per l'energia oscura, che è stata vista come la chiave per risolvere molti problemi irrisolti in cosmologia. Oltre al desiderio di trovare una risposta alla domanda sul perché l'universo stia perdendo la sua massa insieme alle madri oscure (l'ipotesi è stata proposta nel lontano 1932 da Jan Oort), era anche necessario trovare una spiegazione del perché l'universo stia ancora accelerando.
Ulteriori progressi della ricerca sono dovuti alla creazione di telescopi, satelliti e modelli computerizzati più avanzati che hanno permesso ad astronomi e cosmologi di guardare più lontano nell'universo e comprendere meglio la sua vera età. Lo sviluppo di telescopi spaziali e l'emergere di come, ad esempio, il Cosmic Background Explorer (o COBE), il Telescopio Spaziale Hubble, il Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) e l'Osservatorio spaziale Planck, hanno anche dato un contributo inestimabile allo studio del problema.
Oggi i cosmologi possono misurare vari parametri e caratteristiche del modello teorico del Big Bang con un'accuratezza piuttosto elevata, per non parlare dei calcoli più accurati dell'età dello spazio che ci circonda. Ma tutto è iniziato con la solita osservazione di enormi oggetti spaziali situati a molti anni luce da noi e che lentamente continuano ad allontanarsi da noi. E anche se non abbiamo idea di come finirà tutto questo, non ci vorrà molto per capirlo, cosmologicamente parlando.
