In questo ci inganniamo, nel vedere la morte davanti a noi,come un avvenimento futuro, mentre gran parte di essa è già alle nostre spalle. Ogni ora del nostro passato appartiene al dominio della morte.
Seneca, Lettere morali a Lucilio
L'energia oscura è una "strana" forma di energia che riempie in modo uniforme tutto l'Universo. Non si conosce la sua origine, nè si conosce il perchè della sua grandezza.
Ricordo che la relatività generale prevede che l'Universo debba passare per una fase di espansione, come effettivamente si osserva. Si ritiene che sia lo spazio stesso a estendersi in modo identico in tutte le direzioni facendo allontanare le galassie progressivamente. Questa è ciò che viene definita una espansione omogenea e isotropa. Inoltre le osservazioni astronomiche mostrano che le galassie più distanti si allontanano a velocità maggiori rispetto a quelle più vicine. Questa osservazione è stata chiamata legge di Hubble: " la velocità di allontanamento di qualsiasi oggetto cosmico è proporzionale alla distanza che ci separa dall'oggetto stesso". Le equazioni relativistiche mostrano, d'altra parte, che per un Universo pieno di materia e radiazione il ritmo di espansione dovrebbe rallentare nel tempo; i le galassie si starebbero allontanando le une dalle altre per effetto dell'esplosione iniziale, ma la loro forza di attrazione gravitazionale dovrebbe far sì che l'espansione freni. Anzi, potrebbe, a un certo punto aversi una contrazione che porterebbe a una grande implosione, il Big Crunch. Gli astronomi avevano, inoltre, introdotto un altro parametro, la densità media dell'Universo e la densità media critica; se la densità reale è minore alla densità critica l'espansione dell'Universo dovrebbe continuare indefinitivamente, sia pur sempre più lentamente, se la densità reale è maggiore della densità critica l'espansione cesserebbe e l'Universo inizierebbe a contrarsi. Per un lungo periodo di tempo le osservazioni portarono a credere che la densità reale fosse uguale a quella critica e che, pertanto, l'Universo, tendesse a uno stato di stazionarietà.
Grazie alle osservazioni sulle supernove di tipo Ia, che, essendo stelle in esplosione permettono di ricavarne distanza e, grazie all'effetto doppler, velocità, la comunità scientifica stabilì definitivamente che l'Universo sta accelerando la sua espansione. Per questa grande scoperta furono assegnati diversi premi nobel. Giova dire che questa categoria di supernovae produce un picco notevole di luminosità assoluta, che si presenta pressoché simile in tutte le esplosioni di questo tipo a causa della relativa uniformità delle masse delle nane bianche che esplodono in seguito ai processi di accrescimento. Per tale ragione le supernovae di tipo Ia sono utilizzate come candele standard per misurare la distanza della loro galassia ospitante, poiché la loro magnitudine apparente dipende quasi esclusivamente dalla distanza a cui si trovano.
Albert Einstein, in un'epoca dominata dall'idea di un universo stazionario, per contrastare gli effetti della gravità da lui stesso delineata, che portava a un universo dinamico, inserì nelle equazioni di campo della relatività generale una costante cosmologica, simile qualitativamente a una forza antigravitazionale su larga scala. Non mi addentro nel calcolo tensoriale, strumento usato da Einstein per spiegare la sua relatività, per mantenermi su un piano divulgativo. Quando nel 1929 Edwin Hubble scoprì che l'universo era in espansione, Einstein ritrattò la sua idea su una forza antigravitazionale, definendola "il mio più grande errore"; invece aveva avuto ragione.
Con lo sviluppo della teoria quantistica della materia tra gli anni venti e trenta, si evidenziò che anche il vuoto possiede una sua energia, determinata dalle coppie di particelle e antiparticelle che si formano e si annichilano continuamente (elettrone-positrone, protone-antiprotone, muone-antimuone, quark-antiquark); in una progressione del tipo: quanto di energia, particella/antiparticella, energia.
Nel 1967 fu rilevato l'effetto Sachs-Wolfe, consistente in uno spostamento verso il blu della radiazione cosmica di fondo quando attraversa i campi gravitazionali generati da grandi ammassi di materia; tale guadagno di energia sarebbe un indicatore dell'esistenza dell'energia oscura.
Giova ricordare che La radiazione cosmica di fondo è descrivibile come la radiazione residua proveniente dalle fasi iniziali della nascita dell'universo, e la sua scoperta è considerata una conferma chiave del modello del Big Bang. Nelle fasi iniziali della sua vita e prima della formazione di stelle e pianeti, l'universo aveva dimensioni molto più contenute di quelle attuali, era molto più caldo e permeato da una radiazione uniforme in stretta interazione con il plasma di protoni. L'elevata energia dei fotoni impediva agli elettroni di legarsi ai protoni ostacolando di fatto la formazione degli atomi. Con l'espansione dell'universo, sia il plasma che la radiazione iniziarono a raffreddarsi fino a raggiungere una temperatura a cui l'energia più bassa dei fotoni non era più in grado di impedire la formazione dei primi atomi stabili. I fotoni che esistevano in quel momento iniziarono a propagarsi, divenendo tuttavia più deboli e meno energetici, dal momento che essi stessi andavano a riempire un universo sempre più grande. Misure precise della radiazione cosmica di fondo sono fondamentali per la cosmologia, dal momento che qualsiasi modello proposto dell'universo deve essere in grado di spiegare questa radiazione. Essa ha uno spettro termico di corpo nero a una temperatura di 2,725 K, quindi lo spettro presenta dei picchi nella zona delle microonde alla frequenza di 160,2 GHz, corrispondenti ad una lunghezza d'onda di 1,9 millimetri. La radiazione cosmica è quasi, ma non del tutto, uniforme in tutte le direzioni, e mostra un andamento molto specifico corrispondente a quello che si otterrebbe da un gas molto caldo e quasi uniforme che si espandesse fino alle attuali dimensioni dell'universo. In particolare, la distribuzione spaziale dell'energia dello spettro (cioè la differenza osservata in funzione della distanza delle regioni del cielo) contiene piccole anisotropie, o irregolarità, che variano con la dimensione della regione in esame. Queste anisotropie sono state misurate in dettaglio, e corrispondono a quanto ci si aspetterebbe se piccole oscillazioni termiche, generate da fluttuazioni quantistiche della materia in uno spazio ristretto, si fossero espanse fino alla dimensione dello spazio attualmente osservabile. Questo è ancora un settore molto attivo di studio, con gli scienziati che cercano sia dati più accurati (per esempio con la sonda Planck) sia una migliore interpretazione delle condizioni iniziali di espansione.
Radiazione cosmica di fondo depurata dal rumore
Quando negli anni novanta fu accertata l'accelerazione dell'espansione dell'universo (l'annuncio che i dati confermavano un universo in accelerazione fu dato da Saul Perlmutter del Berkeley Lab l'8 gennaio 1998), l'ipotesi dell'energia oscura si rafforzò, per giustificare l'esistenza di una forza antigravitazionale presente in tutto l'universo, che spiegherebbe l'espansione accelerata e che potrebbe essere rappresentata dall'energia del vuoto prevista dalla meccanica quantistica. L'errore di Einstein veniva così in qualche modo ridimensionato: una forma di energia non rilevabile permeerebbe effettivamente lo spazio, ma il suo ipotetico effetto antigravitazionale, anziché rendere l'universo stazionario, come pensava Einstein, ne accelererebbe l'espansione. Come risultato collaterale dell'espansione accelerata, l'età dell'universo risulta inferiore a quanto stimato in precedenza sulla base di una velocità di espansione costante.
Nel 2004 Christian Beck della Queen Mary University di Londra e Michael Mackey della McGill University di Montreal svilupparono una teoria che legava le fluttuazioni del vuoto all'energia oscura e ipotizzarono la misurazione sperimentale dell'energia oscura tramite la giunzione Josephson. Metodologia atta a misurare quanti di energia.
La teoria della nucleosintesi primordiale regola la formazione degli elementi leggeri nell'universo primordiale, come l'elio, il deuterio e il litio, mentre la teoria della struttura a grande scala dell'Universo regola la formazione di stelle, quasar, galassie e gruppi e ammassi di galassie. Entrambe le teorie suggeriscono che la densità d'energia di tutta la materia ipotizzabile nell'universo, costituita dai barioni e dalla materia oscura , sia circa il 30% di quella necessaria per rendere la curvatura dell'universo nulla. Poiché misurazioni della radiazione cosmica di fondo effettuate dal satellite WMAP, lanciato nel 2001, indicano che l'universo è molto vicino a una curvatura nulla, è possibile concludere che una quota di energia non visibile, "oscura" appunto, deve costituire il restante 70% circa. Giova notare che la curvatura nulla è avvalorata dalla validazione del teorema di Pitagora, anche a distanze cosmologiche. Non c'è contrasto tra curvatura nulla e deformazioni dello spazio tempo perchè la curvatura dell'Universo media tra tutte le curvature presenti in prossimità di materia e di energia.
Se si assume la relatività generale come teoria della gravitazione bisogna metterla in relazione con un tipo adatto di Universo. Le soluzioni cosmologiche delle equazioni di Einstein propongono diversi modelli: si assumono quindi delle semplificazioni che permettono di restringere il campo. Tra il ventaglio delle possibili ipotesi, l’Universo che raccoglie il maggior consenso, il più semplice da descrivere e supportato dalle maggiori evidenze osservative, è quello spazialmente omogeneo e isotropo, ossia con proprietà fisiche identiche in ogni punto dello spazio e che appare simile in tutte le direzioni, senza che ne esista alcuna privilegiata. Queste due ipotesi (omogeneità e isotropia) sono in buon accordo con le osservazioni della distribuzione della materia a grande scala e con le caratteristiche della radiazione cosmica di fondo. Ovviamente si osservano direzioni con maggiori concentrazioni di materia (galassie, ammassi, superammassi) e distribuzioni irregolari, ma l’uniformità spaziale diventa sempre più netta quanto più lontano la si osservi. Matematicamente, per un Universo omogeneo e isotropo lo spazio deve avere una curvatura media costante, perché questa è determinata dalla materia che, a sua volta, deve essere distribuita in modo uniforme. Sono possibili tre curvature: positiva, nulla o negativa, che definiscono rispettivamente gli spazi tridimensionali sferico, euclideo e iperbolico. È impossibile visualizzare questi tre spazi, perché per farlo bisognerebbe osservarli da uno spazio quadridimensionale che li contenga, analogamente a come si visualizza una superficie dallo spazio tridimensionale ordinario: si considerino pertanto gli spazi tridimensionali una generalizzazione del caso bidimensionale. La curvatura nulla corrisponde al caso del piano euclideo: in esso è valido il quinto postulato di Euclide, secondo il quale per un punto esterno a una retta passa una e una sola retta parallela, e inoltre la somma degli angoli interni di un triangolo è 180°. Il quinto postulato di Euclide (o postulato delle parallele) non è derivabile dagli altri quattro (come per secoli si è cercato di dimostrare), perché caratterizza la geometria piana: è pertanto il crocevia per definire le geometrie non euclidee, nelle quali non è soddisfatto. Nella geometria iperbolica da ogni punto escono infinite parallele a una retta data (e la somma degli angoli di un triangolo è minore di 180°), mentre nella geometria sferica non si hanno rette parallele (e la somma degli angoli di un triangolo è maggiore di 180°).
Un lavoro pubblicato nel 2012 da studiosi della università di Portsmouth e della LMU di Monaco, basato sulla sovrapposizione di mappe di regioni dell'universo con quelle della radiazione di fondo, ha migliorato la veridicità rispetto a precedenti analoghi studi di conferma dell'effetto Sachs-Wolfe, sostenendo una probabilità dell'esistenza di un'energia oscura del 99,9996%.
Come già detto, verso la fine degli anni novanta, osservazioni di supernovae di tipo Ia suggerirono che l'espansione dell'universo fosse in accelerazione. Queste osservazioni sono state confermate da molte altre fonti indipendenti: la radiazione cosmica di fondo, l'età dell'universo, le abbondanze degli elementi dovute alla nucleosintesi primordiale, la struttura a grande scala dell'Universo e le misurazioni del parametro di Hubble, come pure analisi accurate di supernovae.
L'esatta natura dell'energia oscura è tuttora oggetto di ricerca. Si sa che possiede omogeneità e densità non elevata, e che non interagisce fortemente con alcuna delle forze fondamentali, eccetto la gravità. Dal momento che non è molto densa (circa 10-29 g/cm3) è improbabile immaginare esperimenti per trovarla in laboratorio. L'energia oscura può tuttavia avere un forte impatto sull'universo, costituendo, come detto, il 70% di tutta l'energia e colmando uniformemente lo spazio vuoto.
La spiegazione dell'energia oscura più semplice, e più condivisa fra i fisici e i cosmologi, è che essa sia "il prezzo di avere spazio": ovvero un volume di spazio possiede un'energia intrinseca e fondamentale, chiamata energia del vuoto, che rappresenta la densità di energia del vuoto fisico. La maggior parte delle teorie della fisica delle particelle predice infatti fluttuazioni del vuoto che gli conferirebbero precisamente questo tipo di energia. Dal momento che energia e massa sono unite dalla formula E=mc², in base alla teoria della relatività generale l'energia del vuoto produrrà effetti gravitazionali assumendo il ruolo di costante cosmologica, indicata con lambda (Lambda, da cui il modello Lambda-CDM o modello standard della cosmologia). Essa è stimata dell'ordine di 10^-29 g/cm3.
La costante cosmologica ha una pressione negativa equivalente alla densità della sua energia e questo determina l'accelerazione dell'espansione dell'universo. La ragione per cui la costante ha tale valore di pressione può essere individuata nella termodinamica classica. Il lavoro prodotto, in un gas, da un cambiamento di volume dV è uguale a E= -p dV, dove p è la pressione. Ma la quantità di energia in un contenitore di energia oscura aumenta quando il volume aumenta (e quindi dV è positivo), in quanto l'energia è uguale a E=ρV, dove ρ è la densità dell'energia della costante cosmologica. Quindi p è negativo ed infatti p = -ρ.
Uno dei più grandi problemi irrisolti della fisica è che la maggior parte delle teorie quantistiche dei campi prevedono un valore molto elevato per la costante dell'energia del vuoto quantico, fino a 123 ordini di grandezza rispetto alla costante cosmologica stimata come energia oscura. Ciò significherebbe che gran parte di tale energia dovrebbe essere annullata da una uguale e di segno opposto. In alternativa alcune teorie supersimmetriche richiedono che la costante cosmologica sia esattamente zero. Dati così discordanti costituiscono il problema della costante cosmologica, uno dei più importanti problemi di misura in fisica: non v'è un modo naturale conosciuto per ricavare, sia pure approssimativamente, la costante cosmologica infinitesimale osservata in fisica delle particelle.
Nonostante questi problemi, la costante cosmologica è per molti aspetti la soluzione più "economica" al problema dell'accelerazione cosmica e il Modello standard della cosmologia attuale la include come una caratteristica essenziale.
I cosmologi ipotizzano che l'accelerazione dell'espansione dell'universo sia cominciata circa 5-6 miliardi di anni fa e ritengono che nella fase precedente, seguita al Big Bang, l'espansione fosse in decelerazione a causa della forza gravitazionale attrattiva esercitata dalla materia barionica e dalla materia oscura.
Secondo i calcoli la densità della materia in un universo in espansione dovrebbe ridursi più velocemente rispetto all'energia oscura e infine questa dovrebbe prendere il sopravvento. In particolare, quando il volume dell'universo raddoppia la densità della materia si dimezza, mentre la densità dell'energia oscura dovrebbe rimanere quasi invariata (esattamente invariata nel caso della costante cosmologica).
Se l'accelerazione continuasse indefinitamente, il risultato finale sarebbe che le galassie esterne al Superammasso Locale si sposterebbero oltre l'orizzonte cosmico e non sarebbero più visibili perché la loro velocità relativa diverrebbe maggiore della velocità della luce (ciò non sarebbe una violazione della relatività ristretta poiché l'effetto non potrebbe essere sfruttato per inviare segnali tra le galassie). La Terra, la Via Lattea e il Superammasso Locale rimarrebbero virtualmente indisturbati, mentre il resto dell'universo si allontanerebbe; in questo scenario il superammasso locale andrebbe incontro alla morte termica.
Si ipotizzano comunque scenari alternativi. Uno suggerisce che l'energia oscura possa causare un'espansione "divergente", implicando una crescita della sua forza repulsiva fino a dominare tutte le altre forze dell'universo. In tale condizione l'energia oscura distruggerebbe tutte le strutture legate alla gravità, incluse galassie e sistemi solari, e infine supererebbe le forze elettriche e nucleari distruggendo gli atomi stessi, facendo terminare l'universo con un Big Rip (grande strappo). Secondo un'altra ipotesi l'energia oscura potrebbe scomparire con il tempo o addirittura diventare attrattiva, lasciando aperta la possibilità che la gravità possa divenire predominante e portare l'universo a una grande contrazione finale detta Big Crunch. Alcuni modelli, come quello dell'universo oscillante, predicono che a questa contrazione segua una nuova espansione in un susseguirsi ciclico.
Le misurazioni precise dell'accelerazione dell'espansione dell'universo potranno rivelarsi decisive nella determinazione del suo destino ultimo nell'ambito della teoria del Big Bang.
Il destino dell'Universo.
La scoperta dell'energia oscura obbliga a considerare la seguente questione: come sarà il ritmo dell'Universo nel futuro? S'è visto che nelle ultime migliaia di anni l'energia oscura ha notevolmente accelerato l'espansione. L'equazione principale della relatività generale postula che tale accelerazione proseguirà in futuro, eternamente, e questo, indipendentemente dal valore esatto della materia e della radiazione che permeano l'Universo. L'energia oscura domina il contenuto dell'Universo e continuerà a farlo sempre più in futuro, dato che la sua densità rimane costante mentre la densità di materia e di radiazione vanno diluendosi. E' importante sottolineare che per validare questa ipotesi si è presunto che la densità dell'energia oscura resti effettivamente costante anche con l'espansione dell'Universo. Finora tutto indica che sia così, ma potrebbe non esserlo; potrebbe diminuire impercettibilmente e in futuro estinguersi. Senza dimenticare questa ipotesi, nel caso, invece, in cui effettivamente l'energia oscura dovesse restare costante, le galassie continuerebbero ad allontanatrsi le une dalle altre a un ritmo sempre maggiore. Dalla nostra galassia vedremmo le altre galassie distanti allontanarsi a una velocità crescente, fino al punto in cui supereranno la velocità della luce. Tutto, comunque, è coerente con la teoria della relatività perchè quando le galassie raggiungessero una velocità pari a quella della luce non saranno più visibili. Le galassie usciranno dal "nostro orizzonte"; solo quelle a noi vicine rimarranno visibile perchè tenute insieme dalla forza di gravità. In cento miliardi di anni il Sole sarà una nana nera, i pianeti saranno scomparsi, molte stelle si raranno spente, la radiazione fossile di fondo si sarà raffreddata. In epoche ancora più lontanre tutte le stelle si spegneramno, e l'Unverso continuerà a espandersi in eterno, con il suo carico di cadaveri congelati di stelle e pianeti. Per concludere il destino dell'Universo è affidato a due grandezze sconosciute, la materia oscura e l'energia oscura; la prima tenderebbe a far collassare l'univrso, la seconda a dilatarlo all'infinito. Questo è lo stato dell'arte a oggi.
Eugenio Caruso - 22-10-2015
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