Da dove viene l’Universo?

Di tutte le domande che possiamo concepire sull’Universo, forse la più grandiosa di tutte è chiedersi da dove viene tutto. Questa non è una domanda facile, perché per capire da dove viene qualcosa, dobbiamo prima sapere esattamente di cosa si tratta. Allo stesso modo, dobbiamo anche comprendere le leggi della fisica abbastanza bene da essere in grado di calcolare il risultato di un sistema fisico che inizia con un insieme specifico di condizioni iniziali. Solo da quei punti di partenza possiamo identificare le possibili strade per come le cose sono diventate come sono oggi e per capire quali fanno previsioni che concordano con l’Universo in cui abitiamo.

Oggi abbiamo spinto le frontiere incredibilmente indietro, dopo aver identificato l’origine di pianeti, stelle, elementi, atomi e altro ancora. Abbiamo scoperto prove schiaccianti per il caldo Big Bang e persino informazioni che ci portano prima di quello stupendo istante della creazione. Nonostante tutto ciò che sappiamo, ci sono alcune incognite che non hanno soluzione al momento. Ecco dove siamo oggi.

La Via Lattea, raffigurata qui sopra gli hoodoos nordamericani, è stata a lungo fonte di stupore per l’umanità. Là fuori, nelle profondità dello spazio, le stelle hanno i loro pianeti, obbediscono alle stesse leggi della fisica e, sebbene abbiano una diversità di composizioni, sono tutte abbastanza simili al Sole. ( Foto : John Fowler/Flickr)

Oggi, quando osserviamo l’Universo oltre i limiti della nostra Terra, emerge un quadro abbastanza completo. Sappiamo che il nostro pianeta, come ogni altro pianeta dell’Universo, è fatto di atomi. Un’atmosfera gassosa avvolge un centro solido, costituito dagli atomi più densi e pesanti. Gli strati più chiari galleggiano sopra quelli più densi, portando a una struttura compositiva simile a una cipolla per ogni pianeta, pianeta nano e luna sufficientemente studiati finora.

I pianeti fluttuano liberamente attraverso la galassia e orbitano anche attorno alle stelle, che fondono elementi più leggeri in quelli più pesanti nei loro nuclei. Quando una stella esaurisce il carburante, il suo nucleo si contrae e si riscalda. Se diventa abbastanza caldo e denso, il successivo insieme di elementi nella catena continuerà a fondersi; in caso contrario, la stella si trasforma in un resto stellare: dolcemente in alcuni casi e con un cataclisma in altri.

Su scala più ampia, le stelle sono raggruppate in insiemi più grandi noti come galassie, con le galassie che si aggregano in gruppi, ammassi e sovrastrutture ancora più grandi. Tutti insieme, formano una struttura nota come la ragnatela cosmica, dove le galassie sono allineate lungo i filamenti, si raggruppano insieme ai nessi di quei filamenti e dove quella struttura è separata da grandi vuoti cosmici.

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La rete cosmica che vediamo, la struttura su scala più grande dell’intero Universo, è dominata dalla materia oscura. Su scale più piccole, invece, i barioni possono interagire tra loro e con i fotoni, portando alla struttura stellare ma anche portando all’emissione di energia che può essere assorbita da altri oggetti. Né la materia oscura né l’energia oscura possono portare a termine questo compito. ( Credito : Ralf Kaehler/SLAC National Accelerator Laboratory)

Ecco cos’è l’Universo. Tuttavia, per sapere come sia diventato così, dobbiamo applicare le leggi della fisica all’Universo e seguire l’evoluzione dei sistemi fisici che sappiamo esistere. Per esempio:

  • Sappiamo come funziona la gravitazione; abbiamo le leggi della Relatività Generale che la governano, quindi ovunque tu abbia massa o energia, hai il fenomeno della gravitazione.
  • Sappiamo come funziona l’elettromagnetismo; ovunque tu abbia un oggetto caricato elettricamente, in movimento o fermo, o un’onda elettromagnetica (cioè un fotone), la forza elettromagnetica entra in gioco.
  • Sappiamo come funzionano le forze nucleari, incluso come quark e gluoni si legano insieme per formare protoni e neutroni, come protoni e neutroni si legano per formare nuclei atomici e come i nuclei instabili (così come altre combinazioni di quark e/o antiquark oltre ai protoni e neutroni) decadono radioattivamente.
  • Sappiamo come far evolvere nel tempo qualsiasi sistema fisico con cui iniziamo.

In parole povere, se dai a un fisico un insieme di condizioni iniziali che descrivono il tuo sistema, può scrivere le equazioni che governano l’evoluzione di quel sistema e possono dirti – ai limiti dell’incertezza e dell’indeterminismo intrinseci alla natura – come quel sistema sarà in qualsiasi momento nel futuro.

Allora da dove viene tutto questo, allora?

Ha senso iniziare con la Terra: brulica di vita complessa, differenziata e persino intelligente, con un’atmosfera, oceani e un interno stratificato con una crosta, un mantello e un nucleo esterno e interno. A un livello semplice, la Terra è composta da atomi. A un livello più complesso, tuttavia, la Terra è composta dall’intera suite di atomi che compongono la tavola periodica, e principalmente da ferro, ossigeno, silicio, magnesio, zolfo, nichel, calcio e alluminio.

Questo è interessante, perché questi sono elementi pesanti, al contrario di quelli più leggeri: idrogeno ed elio. Ma idrogeno ed elio, quando esaminiamo il cosmo, sono ovunque. In effetti, sono così abbondanti che costituiscono oltre il 99% degli atomi nell’Universo; meno dell’1% degli atomi là fuori, in numero, sono qualcosa di più pesante.

Quindi, per creare un pianeta come la Terra, fatto di rocce, metalli, ghiacci e molecole complesse, è necessario disporre di un modo per creare questi elementi più pesanti e quindi riunirli insieme in un unico luogo in abbondanza sufficiente al fine di formano i pianeti. Fortunatamente, quando osserviamo l’Universo, vediamo in azione gli stessi processi necessari affinché ciò avvenga.

All’interno delle stelle avviene la fusione nucleare, costruendo elementi più pesanti da quelli più leggeri. Verso la fine della loro vita, queste stelle, a seconda delle loro masse:

  • diventano giganti rosse, dando origine a nuovi processi nucleari che non si verificano durante la maggior parte della loro vita,
  • sviluppare forti venti, che possono soffiare via frazioni significative della massa della stella,
  • possono morire in una nebulosa planetaria, con il nucleo residuo che si riduce a una nana bianca,
  • possono morire in una supernova con collasso del nucleo, con il resto che implode che diventa una stella di neutroni o un buco nero,
  • quei resti, nane bianche o stelle di neutroni, possono successivamente scontrarsi, innescando reazioni incontrollate che creano abbondanze ancora maggiori di elementi più pesanti.

Questo spiega perché, coerentemente con le osservazioni, possiamo trovare popolazioni di stelle in cui si sono formate in precedenza meno generazioni, come nell’alone esterno della Via Lattea, e hanno un’abbondanza inferiore di elementi pesanti. Allo stesso modo, ci sono popolazioni di stelle in cui si è formato un numero maggiore di generazioni di stelle, come nel piano galattico più vicino al centro galattico, e hanno un’abbondanza maggiore di elementi pesanti.

Inoltre, abbiamo recentemente ripreso direttamente le immagini dei dischi che si formano attorno a nuove stelle: i dischi protoplanetari. All’interno, troviamo lacune, grumi e altre prove dell’esistenza di pianeti giovani e di nuova formazione. Dopo generazioni di stelle vissute e morte, una nuova generazione di stelle, ricca di materiali riciclati da generazioni precedentemente morte, ha dato origine a pianeti, compresi quelli rocciosi con gli ingredienti per la vita.

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Un campione di 20 dischi protoplanetari attorno a stelle giovani e neonate, come misurato dal progetto Disk Substructures at High Angular Resolution: DSHARP. Osservazioni come queste ci hanno insegnato che i dischi protoplanetari si formano principalmente su un unico piano, in accordo con le aspettative teoriche e le posizioni dei pianeti all’interno del nostro Sistema Solare. ( Credito : SM Andrews et al., ApJL, 2018)

In effetti, guardando più indietro nel lontano Universo, possiamo vedere che non sono solo le abbondanze di elementi pesanti che si evolvono, ma le stesse galassie. Nelle vicinanze, troviamo grandi galassie a spirale ed ellittiche, fortemente raggruppate insieme, con bassi tassi di formazione stellare, grandi masse, quantità relativamente basse di gas e proporzioni maggiori di stelle rosse rispetto alle stelle blu, nel complesso. Ma mentre guardiamo sempre più lontano, notiamo due differenze principali nelle galassie che vediamo.

  1. Più una galassia è lontana, meno è evoluta. Meno massiccia, meno raggruppata, con una formazione stellare che ha raggiunto il picco circa 11 miliardi di anni fa e da allora è in declino, ricca di gas, con un’abbondanza inferiore di elementi pesanti e con un’abbondanza relativa maggiore di stelle blu rispetto al rosso rispetto al presente.
  2. Inoltre, più una galassia è lontana, più la sua luce viene spostata sistematicamente verso lunghezze d’onda maggiori: un redshift cosmologico.

La seconda proprietà, grazie alla Relatività Generale, ci porta alla conclusione che l’Universo si sta espandendo. L’espansione fa sì che tutta la luce mostri uno spostamento verso il rosso mentre viaggia attraverso lo spazio intergalattico, quindi gli oggetti sempre più lontani possederanno un spostamento verso il rosso più grande, sembrerà che si allontanino da noi più rapidamente e, forse la cosa più importante, noi le vediamo come erano un tempo, poiché la luce può viaggiare solo a una velocità finita: la velocità della luce.

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Le galassie paragonabili all’odierna Via Lattea sono numerose durante tutto il tempo cosmico, essendo cresciute in massa e con una struttura più evoluta. Quando sono più giovani, le galassie sono intrinsecamente più piccole, più blu, più caotiche, più ricche di gas e hanno densità di elementi pesanti inferiori rispetto alle loro controparti moderne. ( Credito : NASA, ESA, P. van Dokkum (Yale U.), S. Patel (Leiden U.) e il team 3-D-HST)

Ma il fatto che le galassie crescano ed evolvano nel tempo indica qualcosa di abbastanza profondo: che se possiamo guardare indietro abbastanza lontano, potremmo trovare una popolazione delle “prime” stelle e galassie e, oltre a ciò, nessuna stella o galassia. Se l’Universo è:

  • in espansione,
  • raffreddamento,
  • e sta diventando gravitazionalmente “ingombrante” nel tempo,

poi questo ci dice che, all’inizio, l’Universo era più piccolo, più denso, più caldo e più uniforme di quanto non sia oggi. Possiamo estrapolare le cose indietro, usando questa logica e applicando la fisica appropriata, per quanto ci interessa.

Quando lo facciamo, arriviamo a una straordinaria serie di previsioni.

  1. L’Universo svilupperà solo strutture, come galassie, ammassi di galassie e la rete cosmica, secondo le regole della crescita gravitazionale in un Universo in espansione.
  2. Ci sarà un’epoca in cui si formeranno le prime stelle e galassie; prima di allora, ci sarà solo gas incontaminato.
  3. Prima ancora, la radiazione nell’Universo era così calda che la formazione di atomi neutri sarebbe stata impossibile, e quindi dovrebbe esserci un segno da quando abbiamo formato per la prima volta atomi stabili e neutri.
  4. E infine, anche in tempi precedenti, sarebbe stato troppo caldo per formare nuclei atomici stabili, quindi quando si raffredda oltre quella soglia, dovremmo finire con un insieme specifico di abbondanze per gli elementi che si formano dalle reazioni di fusione nel primo Universo.
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Gli elementi più leggeri dell’Universo sono stati creati nelle prime fasi del caldo Big Bang, dove protoni e neutroni grezzi si sono fusi insieme per formare isotopi di idrogeno, elio, litio e berillio. Il berillio era tutto instabile, lasciando l’Universo con solo i primi tre elementi prima della formazione delle stelle. I rapporti osservati tra gli elementi ci consentono di quantificare il grado di asimmetria materia-antimateria nell’Universo confrontando la densità barionica con la densità del numero di fotoni. ( Credito : E. Siegel/Beyond the Galaxy (L); NASA/WMAP Science Team (R))

Queste previsioni sono state tutte verificate, insieme a un numero impressionante di altre. Abbiamo trovato uno sfondo residuo di radiazione a microonde appena 2,725 K sopra lo zero assoluto: coerente con il bagliore residuo atteso di un caldo Big Bang. Abbiamo rilevato le prove delle prime nubi di gas incontaminate e scopriamo che erano composte esclusivamente da idrogeno, elio e una piccola quantità di litio. Abbiamo persino rilevato indirettamente lo sfondo residuo previsto di neutrini e antineutrini dalla loro impronta sia sulla struttura su larga scala dell’Universo che dalle imperfezioni di temperatura nel fondo cosmico a microonde.

E sappiamo, sulla base dei fatti osservati dell’Universo, che deve essere nato con i semi di quella che sarebbe diventata la sua struttura su larga scala: uno spettro iniziale di regioni overdense e underdense.

Cosa potrebbe aver creato quelle sovradensità e sottodensità iniziali? Questo è lo splendore della teoria dell’inflazione cosmica. Non solo questo sarebbe un meccanismo per generare quelle fluttuazioni del seme, e non solo l’inflazione spiegherebbe le proprietà già osservate dell’Universo (stessa temperatura ovunque, planarità spaziale, omogeneità su larga scala, ecc.), ma farebbe nuove previsioni su come dovrebbero essere queste fluttuazioni.

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Le fluttuazioni nello spaziotempo stesso su scala quantistica si estendono attraverso l’Universo durante l’inflazione, dando origine a imperfezioni sia nella densità che nelle onde gravitazionali. Mentre lo spazio di gonfiaggio può essere giustamente chiamato “nulla” sotto molti aspetti, sia durante l’inflazione che oggi, possiede una densità di energia positiva, diversa da zero. ( Credito : E. Siegel; ESA/Planck e la task force interagenzia DOE/NASA/NSF sulla ricerca CMB)

L’inflazione cosmica postula che, prima del caldo Big Bang, dove materia e radiazione riempivano l’Universo caldo, denso, in gran parte uniforme e in rapida espansione, l’Universo fosse invece completamente vuoto. Solo, invece di non avere energia (o una quantità molto piccola, come nel caso dell’energia oscura di oggi), possedeva un’enorme quantità di energia inerente al tessuto dello spazio. Man mano che l’Universo si espande, viene creato più spazio e quindi la densità di energia rimane costante. Di conseguenza, l’Universo viene impresso con le stesse proprietà ovunque, viene allungato in modo che la sua curvatura sia piatta e le fluttuazioni quantistiche che normalmente pervadono tutto lo spazio su scale minuscole vengono invece allungate, dall’inflazione, a grandi fluttuazioni cosmiche.

Secondo la teoria dell’inflazione, quelle fluttuazioni avrebbero dovuto creare i semi della struttura che abbiamo oggi, e avrebbero posseduto le proprietà di essere:

  • di quasi la stessa grandezza su tutte le scale,
  • generato su scale più grandi dell’orizzonte cosmico (cioè scale più grandi della luce avrebbe potuto viaggiare dall’inizio del Big Bang caldo),
  • 100% adiabatico (di entropia costante) e 0% isocurvatura (di curvatura spaziale costante),

e prevede anche che le proprietà del bagliore residuo del Big Bang dovrebbero indicare una temperatura massima per il Big Bang caldo, che è sostanzialmente inferiore alla temperatura massima possibile: la temperatura di Planck.

Da uno stato preesistente, l’inflazione prevede che una serie di universi verrà generata mentre l’inflazione continua, ciascuno completamente scollegato dall’altro, separato da uno spazio più inflazionato. ( Credito : Nicolle Rager Fuller)

Sfortunatamente, questo è il più lontano possibile con la comprensione dell’Universo che abbiamo oggi. A causa della sua natura, l’inflazione cancella ogni informazione che esisteva nell’Universo prima che accadesse. In effetti, possiamo solo sperare di accedere a ciò che è accaduto durante gli ultimi ~10^-32 secondi circa di inflazione; tutto ciò che è accaduto prima sarà per noi inaccessibile da qui nel nostro Universo. Sebbene possiamo affermare con sicurezza da dove proviene il nostro Universo osservabile e spiegare l’origine di moltissimi fenomeni al suo interno, le domande su da dove provengano cose come lo spazio, il tempo, l’energia o le leggi della fisica, o se hanno anche iniziato, rimangono senza risposta.

Nonostante tutto ciò che sappiamo, possiamo essere certi che tutto ciò che sapremo è finito. C’è un numero finito di particelle, che codificano una quantità finita di informazioni, che sono esistite per un periodo di tempo limitato all’interno del nostro Universo visibile. Mentre domande come perché il nostro Universo è pieno di materia e non di antimateria, perché abbiamo materia oscura ed energia oscura e perché le costanti della natura hanno i valori che hanno potrebbero un giorno trovare risposta, non vi è alcuna garanzia che ciò che rimane nell’Universo, oggi, ci fornisca informazioni sufficienti per trovare le risposte. Non si sa se risponderemo mai a queste domande, ma nell’istante in cui decideremo di non poterlo fare e rinunciare alla ricerca, avremo ragione.

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