I 5 più grandi enigmi che ci pone l’universo

L'umanità comprende finalmente l'Universo? In effetti, abbiamo identificato le particelle, le forze e le interazioni alla base della realtà. La nostra storia cosmica — passata, presente e futura — è stata finalmente determinata. Tuttavia, rimangono numerosi enigmi, in particolare questi cinque

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I 5 più grandi enigmi che ci pone l'universo
I 5 più grandi enigmi che ci pone l'universo

L’umanità comprende finalmente l’Universo? In effetti, abbiamo identificato le particelle, le forze e le interazioni alla base della realtà.

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A destra sono illustrati i bosoni di gauge, che mediano le tre forze quantistiche fondamentali del nostro Universo. C’è solo un fotone per mediare la forza elettromagnetica, ci sono tre bosoni che mediano la forza debole e otto che mediano la forza forte. Ciò suggerisce che il modello standard è una combinazione di tre gruppi: U(1), SU(2) e SU(3). Credito : Daniel Domingues/CERN)

La nostra storia cosmica — passata, presente e futura — è stata finalmente determinata.

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Concezione artistica dell’universo osservabile in scala logaritmica. Il Sistema Solare lascia il posto alla Via Lattea, che lascia il posto alle galassie vicine che poi lasciano il posto alla struttura su larga scala e al plasma caldo e denso del Big Bang alla periferia. Ogni linea di vista che possiamo osservare contiene tutte queste epoche, ma la ricerca dell’oggetto osservato più distante non sarà completa finché non avremo mappato l’intero Universo. Credito : Pablo Carlos Budassi)

Tuttavia, rimangono numerosi enigmi, in particolare questi cinque.

In un lontano futuro, è concepibile che tutta la materia e l’energia attualmente contenute nel nostro Universo in espansione finiranno in un’unica posizione a causa di un’inversione dell’espansione. Se ciò accade, il destino del nostro Universo è che finirà in un Big Crunch: l’opposto del Big Bang. Questo, fortunatamente o sfortunatamente, a seconda della tua prospettiva, non è supportato da nessuna delle prove che possediamo. Credito : Geralt/Pixabay)

1.) Come è nato l’Universo?

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. Una di queste “bolle”, dove l’inflazione è finita, ha dato vita al nostro Universo circa 13,8 miliardi di anni fa, dove il nostro intero Universo visibile è solo una piccola parte del volume di quella bolla. Ogni singola bolla è disconnessa da tutte le altre, e ogni luogo in cui finisce l’inflazione dà origine al proprio caldo Big Bang. ( Credito : Nicolle Rager Fuller)

L’inflazione cosmica è iniziata e ha preceduto il caldo Big Bang.

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Tutta la nostra storia cosmica è teoricamente ben compresa, ma solo qualitativamente. È confermando osservativamente e rivelando le varie fasi del passato del nostro Universo che devono essersi verificate, come quando si sono formate le prime stelle e galassie e come l’Universo si è espanso nel tempo, che possiamo veramente arrivare a comprendere il nostro cosmo. Le firme delle reliquie impresse nel nostro Universo da uno stato inflazionistico prima del caldo Big Bang ci danno un modo unico per testare la nostra storia cosmica, ma anche questa struttura ha dei limiti fondamentali. Credito : Nicole Rager Fuller/National Science Foundation)

L’evidenza osservativa di supporto, tuttavia, lascia molto di indeterminato.



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Le fluttuazioni del CMB si basano su fluttuazioni primordiali prodotte dall’inflazione. In particolare, la ‘parte piatta’ su larga scala (a sinistra) non ha spiegazione senza inflazione. La linea piatta rappresenta i semi da cui emergerà il modello picco e valle nei primi 380.000 anni dell’Universo, ed è solo di pochi punti percentuali inferiore sul lato destro (su piccola scala) rispetto al lato sinistro (su larga scala) lato. Credito : team scientifico NASA/WMAP)

Che tipo di inflazione si è verificata? Cosa ha preceduto e/o causato l’inflazione?

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Le fluttuazioni quantistiche che si verificano durante l’inflazione si estendono in tutto l’Universo e quando l’inflazione finisce, diventano fluttuazioni di densità. Ciò porta, nel tempo, alla struttura su larga scala dell’Universo attuale, nonché alle fluttuazioni di temperatura osservate nel CMB. Nuove previsioni come queste sono essenziali per dimostrare la validità di un meccanismo di messa a punto proposto e per testare (e potenzialmente escludere) alternative. Credito : E. Siegel; ESA/Planck e la task force interagenzia DOE/NASA/NSF sulla ricerca CMB)

Fornire risposte richiede dati nuovi e senza precedenti.

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Il contributo delle onde gravitazionali rimaste dall’inflazione alla polarizzazione in modalità B dello sfondo della Microonde Cosmica ha una forma nota, ma la sua ampiezza dipende dal modello specifico di inflazione. Queste modalità B delle onde gravitazionali dell’inflazione non sono state ancora osservate, ma rilevarle ci aiuterebbe enormemente a stabilire con precisione quale tipo di inflazione si è verificata. Credito : Planck Science Team)

2.) Cosa spiega la massa dei neutrini?

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Questo diagramma mostra la struttura del modello standard (in un modo che mostra le relazioni e gli schemi chiave in modo più completo e meno fuorviante rispetto all’immagine più familiare basata su un quadrato 4×4 di particelle). In particolare, questo diagramma descrive tutte le particelle nel Modello Standard (inclusi i nomi delle lettere, le masse, gli spin, la manualità, le cariche e le interazioni con i bosoni di gauge: cioè con le forze forte ed elettrodebole). Descrive anche il ruolo del bosone di Higgs e la struttura della rottura della simmetria elettrodebole, indicando come il valore di aspettativa del vuoto di Higgs rompa la simmetria elettrodebole e come le proprietà delle particelle rimanenti cambino di conseguenza. Le masse di neutrini rimangono inspiegabili . ( Credito : Latham Boyle e Mardus/Wikimedia Commons)

I neutrini erano originariamente privi di massa all’interno del Modello Standard.

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Il neutrino è una particella intrigante e interessante. Questa infografica espone alcune delle statistiche di base del neutrino insieme a fatti divertenti . ( Credito : Diana Brandonisio/DOE/Femilab)

Le osservazioni indicano masse diverse da zero: i neutrini oscillano mentre interagiscono con la materia.

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Probabilità di oscillazione del vuoto per neutrini di elettroni (nero), muoni (blu) e tau (rossi) per un insieme scelto di parametri di miscelazione. Una misurazione accurata delle probabilità di mescolamento su linee di base di diverse lunghezze può aiutarci a capire la fisica dietro le oscillazioni dei neutrini e potrebbe rivelare l’esistenza di qualsiasi altro tipo di particelle che si accoppia alle tre specie conosciute di neutrini. Credito : Stretto/Wikimedia Commons)

I neutrini sono particelle di Dirac o Majorana? Esistono specie di neutrini pesanti e sterili?

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Un evento di neutrini, identificabile dagli anelli di radiazione di Cerenkov che si manifestano lungo i tubi fotomoltiplicatori che rivestono le pareti del rivelatore, mostra la metodologia di successo dell’astronomia dei neutrini e sfrutta l’uso della radiazione Cherenkov. Questa immagine mostra molteplici eventi e fa parte della serie di esperimenti che ci aprono la strada verso una maggiore comprensione dei neutrini. Credito : Collaborazione Super-Kamiokande)

La loro natura potrebbe infrangere il Modello Standard.

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Questa illustrazione in spaccato mostra il percorso dei neutrini nell’esperimento Deep Underground Neutrino. Un fascio di protoni viene prodotto nel complesso acceleratore del Fermilab (migliorato dal progetto PIP-II). Il raggio colpisce un bersaglio, producendo un raggio di neutrini che viaggia attraverso un rivelatore di particelle al Fermilab, quindi attraverso 1.300 km di terra e infine raggiunge i rivelatori lontani presso il Sanford Underground Research Facility. Credito : DOE/Femilab)

3.) Perché il nostro Universo è dominato dalla materia?

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L’ammasso di galassie in collisione “El Gordo”, il più grande conosciuto nell’Universo osservabile, mostra le stesse prove di materia oscura e materia normale di altri ammassi in collisione. Non c’è praticamente spazio per l’antimateria in questo o all’interfaccia di galassie o ammassi di galassie conosciuti, limitando gravemente la sua possibile presenza nel nostro Universo. Credit : NASA, ESA, J. Jee (Univ. of California, Davis), J. Hughes (Rutgers Univ.), F. Menanteau (Rutgers Univ. & Univ. of Illinois, Urbana-Champaign), C. Sifon ( Leiden Obs.), R. Mandelbum (Carnegie Mellon Univ.), L. Barrientos (Univ. Catolica de Chile) e K. Ng (Univ. of California, Davis))

Nell’universo c’è più materia che antimateria.

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Attraverso l’esame degli ammassi di galassie in collisione, possiamo limitare la presenza di antimateria dalle emissioni alle interfacce tra di loro. In tutti i casi, in queste galassie c’è meno di 1 parte su 100.000 di antimateria, coerentemente con la sua creazione da buchi neri supermassicci e altre sorgenti ad alta energia. Non ci sono prove di un’antimateria cosmicamente abbondante. Credito : G. Steigman, JCAP, 2008)

Tuttavia, la fisica nota non può spiegare l’asimmetria materia-antimateria osservata.

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Il Big Bang produce materia, antimateria e radiazioni, creando un po’ più di materia, che porta al nostro Universo oggi. Come questa asimmetria sia avvenuta, o da dove sia derivatanon lo sappiamo, non c’era asimmetria all’inizio, è ancora una questione aperta, ma possiamo essere certi che l’eccesso di quark Up e Down rispetto alle loro controparti di antimateria è ciò che ha permesso la formazione di protoni e neutroni nell’Universo primordiale. Credito : E. Siegel/Oltre la Galassia)

Le violazioni fondamentali della simmetria – e gli esperimenti con LHCb – potrebbero spiegare la bariogenesi.

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La parità, o simmetria speculare, è una delle tre simmetrie fondamentali nell’Universo, insieme alla simmetria di inversione temporale e di coniugazione di carica. Se le particelle ruotano in una direzione e decadono lungo un particolare asse, capovolgerle nello specchio dovrebbe significare che possono ruotare nella direzione opposta e decadere lungo lo stesso asse. Questo è stato osservato non essere il caso dei decadimenti deboli, che sono le uniche interazioni note per violare la simmetria di coniugazione di carica (C), la simmetria di parità (P) e anche la combinazione (CP) di queste due simmetrie. Credito : E. Siegel/Oltre la Galassia)

4.) Cos’è la materia oscura?

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Una galassia a spirale come la Via Lattea ruota come mostrato a destra, non a sinistra, indicando la presenza di materia oscura. Non solo tutte le galassie, ma anche gli ammassi di galassie e persino la ragnatela cosmica su larga scala richiedono che la materia oscura sia fredda e graviti fin dall’inizio dell’Universo. Credito : Ingo Berg/Wikimedia Commons; Ringraziamento: E. Siegel)

Si raggruppa e gravita, ma passa attraverso gli atomi e la luce.

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Le mappe dei raggi X (rosa) e della materia generale (blu) di vari ammassi di galassie in collisione mostrano una netta separazione tra materia normale ed effetti gravitazionali, alcune delle prove più evidenti della materia oscura. I raggi X sono disponibili in due varietà, morbidi (a bassa energia) e duri (a più alta energia), dove le collisioni di galassie possono creare temperature che superano diverse centinaia di migliaia di gradi. Credit : NASA, ESA, D. Harvey (École Polytechnique Fédérale de Lausanne, Svizzera; Università di Edimburgo, Regno Unito), R. Massey (Università di Durham, Regno Unito), T. Kitching (University College London, Regno Unito) e A. Taylor e E. Tittley (Università di Edimburgo, Regno Unito))

L’evidenza indiretta della sua esistenza è schiacciante ma le ricerche dirette restano infruttuose.

Sala B di LNGS con installazioni XENON, con il rivelatore installato all’interno del grande scudo d’acqua. Se c’è una sezione trasversale diversa da zero tra materia oscura e materia normale, non solo un esperimento come questo avrà la possibilità di rilevare direttamente la materia oscura, ma c’è la possibilità che la materia oscura alla fine interagisca con il orpo umano. Credit : Roberto Corrieri e Patrick De Perio/INFN)

I suoi effetti sono compresi, non cosa li provoca.

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Le strutture di materia oscura che si formano nell’Universo (a sinistra) e le strutture galattiche visibili che ne risultano (a destra) sono mostrate dall’alto in basso in un Universo di materia oscura freddo e caldo. Dalle osservazioni che abbiamo, almeno il 98%+ della materia oscura deve essere fredda. Le osservazioni di molti aspetti diversi dell’Universo su una varietà di scale diverse indicano, indirettamente, l’esistenza della materia oscura. Credito : ITP, Università di Zurigo)

5.) Cos’è l’energia oscura?

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I destini previsti dell’Universo (le prime tre illustrazioni) corrispondono tutti a un Universo in cui la materia e l’energia combinate combattono contro il tasso di espansione iniziale. Nel nostro Universo osservato, un’accelerazione cosmica è causata da un qualche tipo di energia oscura, che è finora inspiegabile. Se il tuo tasso di espansione continua a diminuire, come nei primi tre scenari, alla fine puoi raggiungere qualsiasi cosa. Ma se il tuo Universo contiene energia oscura, non è più così. Credito : E. Siegel/Oltre la Galassia)

L’espansione dell’Universo sta accelerando.

Mentre la materia (sia normale che oscura) e la radiazione diventano meno dense man mano che l’Universo si espande, l’energia oscura sembra essere una forma di energia inerente allo spazio stesso. Quando viene creato nuovo spazio nell’Universo in espansione, la densità di energia oscura rimane costante. Si noti che i singoli quanti di radiazione non vengono distrutti, ma semplicemente diluiscono e si spostano verso il rosso, verso energie progressivamente più basse, estendendosi a lunghezze d’onda più lunghe ed energie più basse man mano che lo spazio si espande. ( Credito : E. Siegel/Oltre la Galassia)

Le sue proprietà indicano una densità di energia spaziale costante e positiva.

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I lontani destini dell’Universo offrono una serie di possibilità, ma se l’energia oscura è davvero una costante, come indicano i dati, continuerà a seguire la curva rossa, portando allo scenario a lungo termine qui spesso descritto: dell’eventuale morte termica dell’Universo. Se l’energia oscura si evolve con il tempo, un Big Rip o un Big Crunch sono comunque ammessi. Credito : NASA/CXC/M. Weiss)

Per andare avanti, la comprensione del vuoto quantistico sarà obbligatoria.

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Come illustrato qui, le coppie particella-antiparticella normalmente escono dal vuoto quantistico come conseguenza dell’indeterminazione di Heisenberg. In presenza di un campo elettrico sufficientemente forte, tuttavia, queste coppie possono essere lacerate in direzioni opposte, impedendo loro di reannichilarsi e costringendole a diventare reali: a scapito dell’energia del campo elettrico sottostante. Non capiamo perché l’energia di punto zero dello spazio ha il valore diverso da zero che ha. Credito : Derek B. Leinweber)
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