Sono passati quasi 100 anni da quando l’umanità ha realizzato per la prima volta una conclusione rivoluzionaria sul nostro Universo: lo spazio stesso è statico, ma si evolve con il tempo.
Una delle previsioni più sconvolgenti della Relatività Generale di Einstein è che qualsiasi Universo, fintanto che è riempito in modo uniforme con uno o più tipi di energia, non può rimanere invariato nel tempo. Invece, deve espandersi o contrarsi, qualcosa inizialmente derivato indipendentemente da tre persone separate: Alexander Friedmann (1922), Georges Lemaitre (1927), Howard Robertson (1929), e poi generalizzato da Arthur Walker (1936).
Allo stesso tempo, le osservazioni iniziarono a mostrare che le spirali e le ellittiche nel nostro cielo erano galassie. Con queste nuove e più potenti misurazioni, potemmo determinare che più una galassia è lontana da noi, maggiore è la quantità di luce che arriva ai nostri occhi spostata verso il rosso, o a lunghezze d’onda maggiori, rispetto a quando questa luce è stata emessa.
Ma cosa sta succedendo esattamente al tessuto dello spazio stesso mentre si verifica questo processo? Lo spazio stesso si sta allungando, come se stesse diventando sempre più sottile? Viene creato sempre più spazio, come se “riempisse i vuoti” creati dall’espansione? Questa è una delle cose più difficili da capire nell’astrofisica moderna, ma se ci pensiamo bene, possiamo girarci intorno. Esploriamo cosa sta succedendo.
- la quantità, la distribuzione e i tipi di energia – inclusi materia, antimateria, materia oscura, radiazioni, neutrini e qualsiasi altra cosa tu possa immaginare – che sono presenti in tutto l’Universo,
- e la geometria dello spaziotempo sottostante, incluso se e come è curvo e se e come si evolverà.
Se il tuo Universo non ha proprio nulla, non importa né energia di qualsiasi forma, ottieni lo spazio universo piatto, immutabile e newtoniano a cui sei intuitivamente abituato: statico, non curvo e immutabile.
Se invece metti una massa puntiforme nell’Universo, ottieni uno spazio curvo: lo spazio di Schwarzschild. Qualsiasi “particella di prova” che metti nel tuo Universo sarà costretta a fluire verso quella massa lungo una particolare traiettoria.
E se lo rendi un po’ più complicato, mettendo giù una massa puntiforme che ruota, otterrai uno spazio che è curvo in un modo più complesso: secondo le regole della metrica di Kerr. Avrà un orizzonte degli eventi, ma invece di una singolarità puntiforme, la singolarità si estenderà in un anello circolare unidimensionale. Di nuovo, qualsiasi “particella di prova” che metti giù seguirà la traiettoria tracciata dalla curvatura dello spazio sottostante.
Questi spaziotempo, tuttavia, sono statici nel senso che qualsiasi scala di distanza che potresti includere, come la dimensione dell’orizzonte degli eventi, non cambia nel tempo. Se uscissi da un universo con questo spaziotempo e tornassi più tardi, dopo un secondo, un’ora o un miliardo di anni, la sua struttura sarebbe identica indipendentemente dal tempo.
In tempi spaziali come questi, tuttavia, non c’è espansione. Non c’è cambiamento nella distanza o nel tempo di viaggio della luce tra i punti all’interno di questo spaziotempo. Con solo una (o meno) fonti all’interno e nessun’altra forma di energia, questi “universi modello” sono davvero statici.
Ma è un gioco molto diverso quando non metti giù fonti isolate di massa o energia, ma piuttosto quando il tuo Universo è pieno di “cose” ovunque.
Infatti, i due criteri che normalmente assumiamo, e che sono fortemente convalidati da osservazioni su larga scala, sono chiamati isotropia e omogeneità.
L’isotropia ci dice che l’Universo è lo stesso in tutte le direzioni: ovunque guardiamo su scala cosmica, nessuna “direzione” sembra particolarmente diversa o preferita da un’altra.
L’omogeneità, d’altra parte, ci dice che l’Universo è lo stesso in tutti i luoghi: la stessa densità, temperatura e velocità di espansione esistono con una precisione superiore al 99,99% sulle scale più grandi.
In questo caso, dove il tuo universo è uniformemente riempito con una sorta di energia (o più tipi diversi di energia), le regole della Relatività Generale ci dicono come si evolverà quell’Universo.
In effetti, le equazioni che la governano sono note come equazioni di Friedmann: derivate da Alexander Friedmann nel lontano 1922, un anno prima che scoprissimo che quelle spirali nel cielo sono in realtà galassie fuori e oltre la Via Lattea!
Il tuo universo deve espandersi o contrarsi in base a queste equazioni, ed è quello che la matematica ci dice che deve accadere.
Ma cosa significa quello esattamente?
Vedi, lo spazio stesso non è qualcosa che è misurabile direttamente. Non è che tu possa uscire e prenderti un po’ di spazio ed eseguire semplicemente un esperimento su di esso. Invece, quello che possiamo fare è osservare gli effetti dello spazio sulle cose osservabili – come la materia, l’antimateria e la luce – e quindi utilizzare queste informazioni per capire cosa sta facendo lo spazio sottostante stesso.
Se torniamo all’esempio del buco nero (sebbene si applichi a qualsiasi massa), possiamo calcolare la gravità della curvatura dello spazio in prossimità di un buco nero. Se il buco nero sta ruotando, possiamo calcolare quanto lo spazio viene “trascinato” in modo significativo insieme al buco nero a causa degli effetti del momento angolare.
Se poi misuriamo cosa succede agli oggetti nelle vicinanze di queste masse, possiamo confrontare ciò che vediamo con le previsioni della Relatività Generale. In altre parole, possiamo vedere se lo spazio curva nel modo in cui la teoria di Einstein ci dice che dovrebbe.
E lo fa con un incredibile livello di precisione.
Il blu chiaro si sposta quando entra in un’area di estrema curvatura e si sposta verso il rosso quando esce. Questo spostamento gravitazionale verso il rosso è stato misurato per le stelle in orbita attorno ai buchi neri, per la luce che viaggia verticalmente nel campo gravitazionale della Terra, dalla luce proveniente dal Sole e persino per la luce che passa attraverso ammassi di galassie in crescita.
Allo stesso modo, la dilatazione del tempo gravitazionale, la flessione della luce da parte di grandi masse e la precessione di tutto, dalle orbite planetarie alle sfere rotanti inviate nello spazio, hanno dimostrato uno spettacolare accordo con le previsioni di Einstein.
Ma per quanto riguarda l’espansione dell’Universo?
Quando pensi a un universo in espansione, la domanda che dovremmo porci è: “cosa cambia, osservabilmente, sulle cose misurabili nell’universo?” Dopotutto, questo è ciò che possiamo prevedere, è ciò che è fisicamente osservabile, ed è ciò che ci informerà su ciò che sta accadendo.
Ebbene, la cosa più semplice che possiamo osservare è la densità. Se il nostro universo è pieno di “cose”, allora man mano che l’Universo si espande, il suo volume aumenta.
Normalmente pensiamo alla materia come alla “roba” a cui stiamo pensando. La materia è, al suo livello più semplice, una quantità fissa di “roba” enorme che vive nello spazio. Man mano che l’Universo si espande, la quantità totale di cose rimane la stessa, ma la quantità totale di spazio per le “cose” in cui vivere aumenta.
Per la materia, la densità è solo la massa divisa per volume, quindi se la tua massa rimane la stessa (o, per cose come gli atomi, il numero di particelle rimane lo stesso) mentre il tuo volume cresce, la tua densità dovrebbe diminuire. Quando facciamo il calcolo della Relatività Generale, è esattamente quello che troviamo per la materia.
Ma anche se abbiamo più tipi di materia nell’Universo – materia normale, buchi neri, materia oscura, neutrini, ecc. – non tutto nell’Universo è materia.
Ad esempio, abbiamo anche la radiazione: quantizzata in singole particelle, come la materia, ma priva di massa e con la sua energia definita dalla sua lunghezza d’onda.
Man mano che l’Universo si espande e mentre la luce viaggia attraverso l’Universo in espansione, non solo il volume aumenta mentre il numero di particelle rimane lo stesso, ma ogni quanto di radiazione subisce uno spostamento nella sua lunghezza d’onda verso l’estremità più rossa dello spettro: lunghezze d’onda più lunghe.
Nel frattempo, il nostro Universo possiede anche energia oscura, che è una forma di energia che non è affatto sotto forma di particelle, ma piuttosto sembra essere inerente al tessuto dello spazio stesso.
Anche se non possiamo misurare l’energia oscura direttamente nello stesso modo in cui possiamo misurare la lunghezza d’onda e / o l’energia dei fotoni, c’è un modo per inferirne il valore e le proprietà: osservando esattamente come la luce proveniente da oggetti distanti si sposta verso il rosso.
Ricorda che esiste una relazione tra le diverse forme di energia nell’Universo e il tasso di espansione. Quando misuriamo la distanza e lo spostamento verso il rosso di vari oggetti nel tempo cosmico, possono informarci sulla quantità di energia oscura presente e sulle sue proprietà. Quello che troviamo è che l’Universo è circa ⅔ energia oscura oggi, e che la densità energetica dell’energia oscura non cambia: man mano che l’Universo si espande,
TUTORIAL DI COSMOLOGIA DI NED WRIGHT
Quando mettiamo insieme il quadro completo da tutte le diverse fonti di dati che abbiamo, emerge un quadro unico e coerente. Il nostro universo oggi si sta espandendo da qualche parte a circa 70 km / s / Mpc, il che significa che per ogni megaparsec (circa 3,26 milioni di anni luce) di distanza un oggetto è separato da un altro oggetto, l’Universo in espansione contribuisce a un redshift equivalente a moto di 70 km / s.
Questo è quello che sta facendo oggi, intendiamoci.
Guardando a distanze sempre maggiori e misurando gli spostamenti verso il rosso, possiamo imparare come il tasso di espansione differiva nel passato e, quindi, di cosa è fatto l’Universo: non solo oggi, ma in qualsiasi momento della storia. Oggi, il nostro universo è costituito dalle seguenti forme di energia:
- circa lo 0,008% di radiazione sotto forma di fotoni o radiazione elettromagnetica,
- circa lo 0,1% di neutrini, che ora si comportano come la materia ma si comportano come radiazioni all’inizio, quando la loro massa era molto piccola rispetto alla quantità di energia (cinetica) che possedevano,
- circa il 4,9% di materia normale, che include atomi, plasma, buchi neri e tutto ciò che una volta era fatto di protoni, neutroni o elettroni,
- circa il 27% di materia oscura, la cui natura è ancora sconosciuta ma che deve essere massiccia e ammassarsi, raggrupparsi e gravitare come la materia,
- e circa il 68% di energia oscura, che si comporta come se fosse energia inerente allo spazio stesso.
Se estrapoliamo all’indietro, in base a ciò che deduciamo oggi, possiamo apprendere quale tipo di energia ha dominato l’Universo in espansione in varie epoche della storia cosmica.
E. SIEGEL
Notate, cosa molto importante, che l’Universo risponde in un modo fondamentalmente diverso a queste diverse forme di energia.
Quando chiediamo, “cosa fa lo spazio mentre si espande?” in realtà ci stiamo chiedendo quale descrizione dello spazio abbia senso per il fenomeno che stiamo considerando. Se si considera un universo pieno di radiazioni, poiché la lunghezza d’onda si allunga man mano che l’Universo si espande, l’analogia dello “spazio si estende” funziona molto bene. Se invece l’Universo si contraesse, “lo spazio si comprime” spiegherebbe come la lunghezza d’onda si accorcia (e l’energia aumenta) altrettanto bene.
D’altra parte, quando qualcosa si allunga, si dirada, proprio come quando qualcosa si comprime, si addensa. Questo è un pensiero ragionevole per le radiazioni, ma non per l’energia oscura o qualsiasi forma di energia intrinseca al tessuto dello spazio stesso.
Quando consideriamo l’energia oscura, la densità di energia rimane sempre costante.
Man mano che l’Universo si espande, il suo volume aumenta mentre la densità di energia non cambia, e quindi l’energia totale aumenta. È come se si stesse creando un nuovo spazio a causa dell’espansione dell’Universo.
Nessuna delle due spiegazioni funziona universalmente bene: è che si lavora per spiegare cosa succede alla radiazione (e ad altre particelle energetiche) e si lavora per spiegare cosa succede all’energia oscura (e qualsiasi altra cosa che sia una proprietà intrinseca dello spazio, o un campo quantistico accoppiato direttamente a spazio).
Un’illustrazione di come lo spaziotempo si espande quando è dominato da Materia, Radiazione o energia intrinseca – E. SIEGEL
Lo spazio, contrariamente a quanto potresti pensare, non è una sostanza fisica che puoi trattare nello stesso modo in cui tratteresti le particelle o qualche altra forma di energia. Invece, lo spazio è semplicemente lo sfondo – un palcoscenico, se vuoi – contro o su cui si dispiega l’Universo stesso.
Possiamo misurare quali sono le proprietà dello spazio e, secondo le regole della Relatività Generale, se possiamo sapere cosa è presente all’interno di quello spazio, possiamo prevedere come lo spazio si curverà ed evolverà. Quella curvatura e quell’evoluzione determineranno quindi la traiettoria futura di ogni quanto di energia esistente.
La radiazione all’interno del nostro universo si comporta come se lo spazio si stesse allungando, sebbene lo spazio stesso non si assottigli. L’energia oscura all’interno del nostro Universo si comporta come se si stesse creando un nuovo spazio, sebbene non ci sia nulla che possiamo misurare per rilevare questa creazione.
In realtà, la Relatività Generale può solo dirci come lo spazio si comporta, si evolve e influenza l’energia al suo interno; non può fondamentalmente dirci cosa sia effettivamente lo spazio.
Nei nostri tentativi di dare un senso all’Universo, non possiamo giustificare l’aggiunta di strutture estranee sopra ciò che è misurabile. Lo spazio non si allunga né si crea, ma semplicemente è.
Almeno, con la Relatività Generale, possiamo apprendere accuratamente “come” è, anche se non possiamo sapere esattamente “cosa” è.
