L’universo di oggi non è lo stesso di ieri. Ad ogni momento che passa, si verificano numerosi cambiamenti, sottili ma importanti, anche se molti di essi sono impercettibili su scale temporali umane misurabili. L’Universo si sta espandendo, il che significa che le distanze tra le più grandi strutture cosmiche aumentano con il tempo.
Un secondo fa, l’Universo era leggermente più piccolo; un secondo da ora, l’Universo sarà leggermente più grande. Ma questi sottili cambiamenti si accumulano sulle grandi scale temporali cosmiche, influenzando più che le semplici distanze.
Man mano che l’Universo si espande, l’importanza relativa di radiazioni, materia, neutrini ed energia oscura cambia. La temperatura dell’Universo cambia. Tutto sommato, ci sono sei diverse epoche in cui possiamo spezzare la vita dell’Universo e siamo già in quella finale.
Come la materia (in alto), la radiazione (in mezzo) e una costante cosmologica (in basso) si evolvono nel tempo in un universo in espansione. Man mano che l’Universo si espande, la densità della materia si diluisce, ma anche la radiazione si raffredda man mano che le sue lunghezze d’onda si allungano verso stati più lunghi e meno energetici. La densità dell’energia oscura, d’altra parte, rimarrà costante se si comporterà come si pensa attualmente: come una forma di energia intrinseca allo spazio stesso. – E. SIEGEL / BEYOND THE GALAXY
La ragione di ciò può essere compresa dal grafico sopra. Tutto ciò che esiste nel nostro Universo contiene una certa quantità di energia: materia, radiazione, energia oscura, ecc. Mentre l’Universo si espande, il volume che queste forme di energia occupano cambia e così anche la densità della loro energia evolve in qualcosa di diverso. In particolare, se definiamo l’orizzonte osservabile dalla variabile a, allora:
- la densità della sua energia si evolverà come 1 / a 3 , poiché la densità (per la materia) è solo massa su volume e la massa può essere facilmente convertita in energia tramite E = mc 2 ,
- la radiazione evolverà la sua densità energetica di 1 / a 4 , poiché (per la radiazione) la densità numerica è il numero di particelle divise per volume e l’energia di ogni singolo fotone si allunga mentre l’Universo si espande, aggiungendo un fattore aggiuntivo di 1 / un parente della materia,
- e l’energia oscura è una proprietà dello spazio stesso, quindi la sua densità energetica rimane costante (1 / a 0 ), indipendentemente dall’espansione o dal volume dell’Universo.
Una storia visiva dell’universo in espansione include lo stato caldo e denso noto come Big Bang e la crescita e la formazione della struttura successiva. La suite completa di dati, comprese le osservazioni degli elementi luminosi e lo sfondo cosmico a microonde, lascia solo il Big Bang come valida spiegazione per tutto ciò che vediamo. Mentre l’Universo si espande, si raffredda, consentendo la formazione di ioni, atomi neutri e infine molecole, nuvole di gas, stelle e infine galassie. – NASA / CXC / M. WEISS
Un universo che esiste da più tempo, quindi, si sarà espanso di più. Sarà più fresco in futuro e più caldo in passato; era gravitazionalmente più uniforme in passato ed è ora più disordinato; era più piccolo in passato e sarà molto, molto più grande in futuro.
Applicando le leggi della fisica all’Universo e confrontando le possibili soluzioni con le osservazioni e le misurazioni che abbiamo ottenuto, possiamo determinare sia da dove veniamo che dove siamo diretti. Possiamo estrapolare la nostra storia passata fino al periodo dell’inflazione cosmica. Possiamo anche estrapolare lo sviluppo dell’Universo in un lontano futuro e prevedere il destino ultimo che attende tutto ciò che esiste.
Tutta la nostra storia cosmica è teoricamente ben compresa, ma solo perché comprendiamo la teoria della gravitazione che sta alla base di essa e perché conosciamo l’attuale tasso di espansione e la composizione energetica dell’Universo. La luce continuerà sempre a propagarsi attraverso questo Universo in espansione e continueremo a ricevere quella luce anche nel lontano nel futuro, ma sarà limitata nel tempo per quanto ci raggiunge. Dovremo sondare per diminuire le luminosità e le lunghezze d’onda più lunghe per continuare a vedere gli oggetti attualmente visibili, ma questi sono limiti tecnologici, non fisici. – NICOLE RAGER FULLER / NATIONAL SCIENCE FOUNDATION
Quando tracciamo le linee di divisione in base al comportamento dell’Universo, scopriamo che la sua vita può dividersi in sei fasi.
- Era inflazionistica: che ha preceduto e creato il caldo Big Bang.
- Era della zuppa Primordiale: dall’inizio del Big Bang caldo fino alle interazioni nucleari finali trasformative nell’universo primordiale.
- Era del plasma: dalla fine delle interazioni nucleari e di particelle non disperse fino a quando l’Universo si raffredda abbastanza da formare stabilmente materia neutra.
- Era dei secoli bui: dalla formazione della materia neutra fino a quando le prime stelle e galassie reionizzano completamente il mezzo intergalattico dell’Universo.
- Era stellare: dalla fine della reionizzazione fino alla cessazione della formazione guidata dalla gravità e la crescita della struttura su larga scala, quando la densità dell’energia oscura domina sulla densità della materia.
- Era dell’Energia Oscura: lo stadio finale del nostro Universo, in cui l’espansione accelera e gli oggetti disconnessi si allontanano irrevocabilmente e irreversibilmente l’uno dall’altro.
Siamo già entrati in questa era finale miliardi di anni fa. La maggior parte degli eventi importanti che definiscono la storia del nostro Universo si sono già verificati.
Le fluttuazioni dello spazio-tempo stesso su scala quantistica si estendono attraverso l’Universo durante l’inflazione, dando origine a imperfezioni sia nella densità che nelle onde gravitazionali. Non è noto se l’inflazione sia derivata da un’eventuale singolarità o meno, ma le firme del fatto che si sia verificata sono accessibili nel nostro Universo osservabile. – E. SIEGEL, CON IMMAGINI DERIVATE DALL’ESA / PLANCK E DALLA TASK FORCE DI INTERATTIVITÀ DOE / NASA / NSF SULLA RICERCA SUL CMB
1.) Era inflazionistica . Prima del caldo Big Bang, l’Universo non era pieno di materia, antimateria, materia oscura o radiazioni. Non era pieno di particelle di alcun tipo. Invece, è stato riempito con una forma di energia inerente allo spazio stesso: una forma di energia che ha causato l’espansione dell’Universo sia in modo estremamente rapido che implacabile, in modo esponenziale.
- Allungò l’Universo, da qualunque geometria avesse una volta, in uno stato indistinguibile da spazialmente piatto.
- Ha espanso una piccola patch causalmente connessa dell’Universo a una molto più grande del nostro Universo attualmente visibile: più grande dell’attuale orizzonte causale.
- Ha preso tutte le particelle che potrebbero essere state presenti e ha espanso l’Universo così rapidamente che nessuna di esse è rimasta all’interno di una regione delle dimensioni del nostro Universo visibile.
- E le fluttuazioni quantistiche verificatesi durante l’inflazione hanno creato i semi della struttura che hanno dato origine alla nostra vasta rete cosmica oggi.
E poi, all’improvviso, circa 13,8 miliardi di anni fa, l’inflazione si è conclusa. Tutta quell’energia, una volta inerente allo spazio stesso, è stata convertita in particelle, antiparticelle e radiazioni. Con questa transizione, l’era inflazionistica finì e iniziò il caldo Big Bang.
Alle alte temperature raggiunte nell’Universo molto giovane, non solo possono essersi create spontaneamente particelle e fotoni, con sufficiente energia, ma anche antiparticelle e particelle instabili, che si traducono in una zuppa primordiale di particelle e antiparticelle. Tuttavia, anche con queste condizioni, possono emergere solo alcuni stati o particelle specifici. – BROOKHAVEN NATIONAL LABORATORY
2.) Era della zuppa primordiale. Una volta che l’Universo in espansione è pieno di materia, antimateria e radiazioni, comincia a raffreddarsi. Ogni volta che le particelle si scontrano, possono produrre qualunque coppia particella-antiparticella consentita dalle leggi della fisica. La restrizione primaria deriva solo dalle energie delle collisioni coinvolte, poiché la produzione è regolata da E = mc 2.
Man mano che l’Universo si raffredda, l’energia diminuisce e diventa sempre più difficile creare coppie di particelle e antiparticelle più massicce, ma le reazioni di anichilimento e altre reazioni delle particelle continuano senza sosta. Da 1 a 3 secondi dopo il Big Bang, l’antimateria sparisce, lasciando dietro di sé solo la materia. 3-4 minuti dopo il Big Bang, può formarsi deuterio stabile e si verifica la nucleosintesi degli elementi luminosi. E dopo alcuni decadimenti radioattivi e alcune reazioni nucleari finali, tutto ciò che ci rimane è un plasma ionizzato caldo (ma in via di raffreddamento) costituito da fotoni, neutrini, nuclei atomici ed elettroni.
Nei primi tempi (a sinistra), i fotoni si disperdono dagli elettroni e hanno un’energia sufficientemente elevata da riportare gli atomi in uno stato ionizzato. Una volta che l’Universo si raffredda abbastanza ed è privo di tali fotoni ad alta energia (a destra), non possono interagire con gli atomi neutri, e c’è invece semplicemente un flusso libero, poiché hanno la lunghezza d’onda sbagliata per eccitare questi atomi a un livello di energia superiore. – E. SIEGEL / BEYOND THE GALAXY
3.) Era del plasma. Una volta che questi nuclei di luce si formano, sono gli unici oggetti caricati positivamente (elettricamente) nell’Universo e sono ovunque. Naturalmente, sono bilanciati da una uguale quantità di carica negativa sotto forma di elettroni. Nuclei ed elettroni formano atomi, e quindi potrebbe sembrare naturale che queste due specie di particelle si ritrovino immediatamente, formando atomi e aprendo la strada alle stelle.
Sfortunatamente per loro, sono ampiamente superiori di oltre un miliardo a uno ai fotoni. Ogni volta che un elettrone e un nucleo si legano insieme, un fotone abbastanza carico di energia arriva e li distrugge. Solo quando l’Universo si raffredda drammaticamente, da miliardi di gradi a solo migliaia di gradi, gli atomi neutri possono finalmente formarsi. (E anche allora, è possibile solo a causa di una transizione atomica speciale).
All’inizio dell’era del plasma, il contenuto energetico dell’Universo è dominato dalle radiazioni. Alla fine, è dominato dalla materia normale e oscura. Questa terza fase ci porta a 380.000 anni dopo il Big Bang.
Diagramma schematico della storia dell’Universo, dove è evidenziata la reionizzazione. Prima che si formassero stelle o galassie, l’Universo era pieno di atomi neutri che bloccano la luce. La maggior parte dell’Universo non viene reionizzata fino a 550 milioni di anni dopo, con alcune regioni che raggiungono la piena reionizzazione prima e altre dopo. Le prime grandi ondate di reionizzazione iniziano a manifestarsi intorno ai 250 milioni di anni, mentre alcune stelle potrebbero formarsi da 50 a 100 milioni di anni dopo il Big Bang. Con gli strumenti giusti, come il James Webb Space Telescope, potremo iniziare a vedere le prime galassie. – SG DJORGOVSKI ET AL., CALTECH DIGITAL MEDIA CENTER
4.) Era dei secoli bui. Riempito con atomi neutri, finalmente, la gravitazione può iniziare il processo di formazione della struttura nell’Universo. Ma con tutti questi atomi neutri intorno, ciò che attualmente conosciamo come luce visibile sarebbe invisibile in tutto il cielo.
Perché? Perché gli atomi neutri, in particolare sotto forma di polvere cosmica, sono eccezionali per bloccare la luce visibile.
Per porre fine a questi secoli bui, il mezzo intergalattico deve essere reionizzato. Ciò richiede enormi quantità di formazione stellare e un numero enorme di fotoni ultravioletti, e ciò richiede tempo, gravitazione e l’inizio della rete cosmica. Le prime grandi regioni della reionizzazione hanno luogo tra 200 e 250 milioni di anni dopo il Big Bang, ma la reionizzazione non si completa, in media, fino a quando l’Universo ha 550 milioni di anni. A questo punto, il tasso di formazione stellare è ancora in aumento e i primi enormi ammassi di galassie stanno iniziando a formarsi.
L’ammasso di galassie Abell 370, mostrato qui, era uno dei sei enormi ammassi di galassie immaginati nel programma Hubble Frontier Fields. Dal momento che altri grandi osservatori sono stati usati per rappresentare questa regione di cielo, sono state rivelate migliaia di galassie ultra-distanti.Osservandoli di nuovo con un nuovo obiettivo scientifico, il programma BUFFALO (Beyond Ultra-deep Frontier Fields And Legacy Observations) di Hubble otterrà le distanze da queste galassie, permettendoci di capire meglio come le galassie si sono formate, evolute e cresciute nel nostro Universo. Se combinato con misurazioni di luce intracluster, potremmo ottenere una comprensione ancora maggiore, attraverso più linee di evidenza della stessa struttura, della materia oscura all’interno. – NASA, ESA, A. KOEKEMOER (STSCI), M. JAUZAC (UNIVERSITÀ DI DURHAM), C. STEINHARDT (NIELS BOHR INSTITUTE) E IL TEAM BUFFALO
5.) Era stellare. Una volta terminati i secoli bui, l’Universo è ora trasparente alla luce delle stelle. I grandi recessi del cosmo sono ora accessibili, con stelle, ammassi stellari, galassie, ammassi di galassie e la grande e crescente rete cosmica, tutti in attesa di essere scoperti. L’Universo è dominato, dal punto di vista energetico, dalla materia oscura e dalla materia normale, e le strutture legate alla gravità continuano a crescere sempre più.
Il tasso di formazione stellare aumenta e aumenta, raggiungendo un picco circa 3 miliardi di anni dopo il Big Bang. A questo punto, continuano a formarsi nuove galassie, le galassie esistenti continuano a crescere e fondersi e gli ammassi di galassie attirano sempre più materia al loro interno. Ma la quantità di gas libero all’interno delle galassie inizia a calare, poiché le enormi quantità di formazione stellare ne hanno consumato gran parte. Lentamente ma costantemente, il tasso di formazione stellare diminuisce.
Col passare del tempo, il tasso di mortalità stellare supererà il tasso di natalità, un fatto aggravato dalla seguente sorpresa: quando la densità della materia diminuisce con l’Universo in espansione, una nuova forma di energia – l’energia oscura – inizia ad apparire e dominare. 7,8 miliardi di anni dopo il Big Bang, le galassie distanti smettono di rallentare nella recessione l’una dall’altra e ricominciano ad accelerare. L’universo in accelerazione è alle porte. Poco dopo, 9,2 miliardi di anni dopo il Big Bang, l’energia oscura diventa la componente dominante dell’energia nell’Universo. A questo punto, entriamo nell’era finale.
I diversi possibili destini dell’Universo, con il nostro destino attuale e accelerato mostrato a destra.Dopo che è trascorso abbastanza tempo, l’accelerazione lascerà ogni struttura galattica o supergalattica completamente isolata nell’Universo, poiché tutte le altre strutture si allontaneranno le une della altre accelereranno sempre di più. Possiamo solo guardare al passato per inferire la presenza e le proprietà dell’energia oscura, che richiedono almeno una costante, ma le sue implicazioni sono maggiori per il futuro. – NASA ED ESA
6.) Dark Energy age. Una volta che l’energia oscura prende il sopravvento, succede qualcosa di bizzarro: la struttura su larga scala dell’Universo cessa di crescere. Gli oggetti che erano legati gravitazionalmente l’uno all’altro prima della presa dell’energia oscura rimarranno legati, ma quelli che non erano ancora legati all’inizio dell’era dell’energia oscura non si legheranno mai. Invece, semplicemente accelereranno allontanandosi l’uno dall’altro, conducendo esistenze solitarie nella grande distesa del nulla.
Le singole strutture legate, come galassie e gruppi/ammassi di galassie, alla fine si fonderanno per formare una gigantesca galassia ellittica. Le stelle esistenti moriranno; la formazione di nuove stelle rallenterà fino a fermarsi; le interazioni gravitazionali espellono la maggior parte delle stelle nell’abisso intergalattico. I pianeti entreranno a spirale nelle loro stelle madri o resti stellari, a causa del decadimento dovuto alle radiazioni gravitazionali. Anche i buchi neri, con una durata straordinariamente lunga, finiranno per decadere attraverso la radiazione di Hawking.
Dopo che il Sole sarà diventato una nana nera, i resti della Terra finiranno per prendere un’orbita a spirale, a causa delle radiazioni gravitazionali, e saranno inghiottiti dai resti del nostro Sole. – IMMAGINE GENTILMENTE CONCESSA DA JEFF BRYANT
Alla fine, rimarranno solo stelle nane nere e le masse isolate troppo piccole per accendere la fusione nucleare, scarsamente popolate e disconnesse l’una dall’altra in questo cosmo vuoto e in continua espansione. Questi cadaveri dello stato finale persisteranno per moltissimo tempo, mentre l’energia oscura rimane il fattore dominante nel nostro Universo.
Quest’ultima era, di dominio dell’energia oscura, è già iniziata.
L’energia oscura è diventata importante per l’espansione dell’Universo 6 miliardi di anni fa e ha iniziato a dominare il contenuto energetico dell’Universo mentre il nostro Sole e il nostro Sistema Solare nascevano.
L’Universo ha vissuto in sei fasi, ma per tutta la storia della Terra, abbiamo vissuto solo quella finale.
Diamo un’occhiata all’universo che ci circonda. Non sarà mai più così ricco o così facile da comprendere.
Mai più.
(Articolo ripubblicato dopo aggiornamenti).
Fonte: Forbes
