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Evoluzione dell'Universo. Dal big bang a oggi.L'arciere non deve colpire il bersaglio solo qualche volta, solo qualche volta può sbagliare Seneca Lettere a Lucilio La teoria standard della cosmologia ci dice quale sia stata l'evoluzione dell'Universo a partire dal momento appena successivo al suo inizio fino a oggi, tuttavia non ci spiega la sua origine, su questo aspetto mi soffermerò in un prossimo articolo. Il modello standard permette di costruire una sequenza semplificata dell'evoluzione dell'Universo (vedi figure) in base alla cosmologia e alla fisica delle particelle, modelli che si sono potuti dimostrare sperimentalmente.
Storia dell'Universo dal Big Bang a oggi in 10 fasi. 1. 10^-43 secondi dopo l'origine, un intervallo estremamente piccolo, quando la temperatura era di 10^32 K (il kelvin è l'unità di misura della scala adssoluta delle temperature in cui 0 K corrisponde allo zero assoluto, ossia la temperatura minima possibile e che in gradi centigradi si stabilisce pari a -273,15°C), si ipotizza che le interazioni che si osservano oggi (gravità, elettromagnetismo, debole e forte) costituissero un'unica interazione, un unico campo con particelle molto diverse da quelle che conosciamo adesso. In quel momento la gravità si separò dalle resto delle interazioni, le quali restarono unite in quella che viene chimata Teoria della grande unificazione (GUT). In realtà non esiste nessuna teoria che permette di definire questa tappa dell'evoluzione dell'Universo ed è impossibile accedere a essa attraverso osservazioni o sperimentazione. In quell'istante l'Universo era un concentrato enormemente caldo di energia, soggetto a fluttuazioni di natura “quantistica”.. Le fluttuazioni quantistiche primordiali erano così intense da sconvolgere lo spazio e il tempo, per cui dovevano esserci zone e momenti in cui le distanze si accorciavano, altre in cui si allungavano. E nemmeno lo scorrere del tempo era uniforme: in alcune situazioni accelerava, in altre rallentava. 2. Trascorsi 10^-36 secondi, quando la temperartura scese fino a 10^27 K, l'interazione unificata si ruppe nell'interazione forte, e comparvero i quark e i gluoni. In questa fase si produssero, forse, anche gli elettroni. In questa situazione, nessuna delle particelle possedeva massa. L’universo esplose in modo iperbolico, espandendosi di 10^40 volte: porzioni di spazio molto più piccole di un nucleo atomico furono, così, proiettate su scala cosmica. Questa fase si chiama “inflazione” e gli astronomi fino ad oggi la postulavano soltanto teoricamente. Oggi, grazie alla missione di BICEP2, ne hanno le prove "tangibili: l'inflazione c’è stata davvero. Secondo molte teorie, durante l’inflazione il cosmo fu scosso da una valanga di onde gravitazionali. In seguito al loro passaggio, l’universo vibrò come una pelle di tamburo. La missione Planck era stata progettata per rilevare in modo indiretto le onde gravitazionali che si sprigionarono subito dopo il Big Bang e i dati delle sue ricerche sono ancora in fase di studio. 3. Dopo 10^-12 secondi, l'energia disponibile diminuì a un valore tale che il campo di Higgs potè agire fornendo massa ad alcuni bosoni, e l'elettromagnetismo si separò dall'interazione debole. Da questo momento apparvero le quattro interazioni che osserviamo oggi. 4. A partire dai 10^-12 secondi, l'energia non era più sufficiente a mantenere i quark liberi, cosicchè questi produssero gli adroni (barioni e mesoni). Prima di associarsi i quark e i gluoni avevano tanta energia disponibile da essere liberi di formare il cosoddetto plasma di quark e gluoni. Lo studio sperimentale di questo stato è attualmente in corso presso i grandi acceleratori del pianeta. 5. Fino a un secondo dopo l'origine, le interazioni tra materia e neutrini erano frequenti poichè questi avevano sufficiente energia a disposizione e la densità della materia era elevata. A partire dal primo secondo di vita l'energia dei neutrini calò e la materia diventò meno densa. I neutrini iniziarono a propagarsi, liberamente, in ogni direzione. 6. Trascorsi 100 secondi, la temperatura scese fino a 10^11 K, permettendo così che protoni e neutroni, avendo, ora, energie minori, formassero i nuclei degli atomi leggeri grazie alla presenza dei gluoni. Così, oltre ai protoni (nuclei dell'atomo di idrogeno), si formarono nuclei con un protone e un neutrone (deuterio, isotopo dell'idrogeno), nuclei con due protoni e uno o due neutroni (isotopi dell'elio) e piccole quantità di litio e berillio. La materia era quindi costituita, in gran parte, da nuclei di atomi leggeri di carica positiva e da elettroni di carica negativa. Si trattava quindi di un plasma neutro di particelle cariche che si muovevano liberamente collidendo tra loro. In questo plasma di particelle si trovavano anche i fotoni che collidevano con le particelle restandone, praticamente, intrappolati. La luce non riusciva a propagarsi liberamente perchè ogni fotone cambiava direzione ed energia dopo ciascuna collisione. 7. Trascorsi 380.000 anni dalla sua origine, la temperatura dell'Universo scese fino a 3.000 K. A questa temperatura l'energia della materia scese sensibilmente, gli elettroni si legarono ai nuclei e si crearono gli atomi. I fotoni non più intrappolati furono in grado di viaggiare liberamente e l'Universo divenne trasparente alla luce. 8. Dopo questo perido l'Universo incominciò a raffreddarsi a causa dell'espansione; grazie alla gravità si formarono le galassie e le stelle dando luogo all'Universo come lo vediamo oggi. Le temperature e lo stato della materia nei primi miliardesimi di miliardesimi di secondi fino alla temperatura di migliaia di miliardi di gradi K non sono estrapolazioni mentali ma sono stati riprodotti nel Grande collisore di adroni descritto nella nota in fondo all'articolo. La teoria della cosmologia srtandard formula una serie di previsioni che hanno un forte riscontro con l'osservazione scientifica e che vanno dalla distribuzione e struttura delle galassie fino alla composizione dell'Universo. Per esempio, secondo tale teoria, l'Universo sarebbe costituito dai seguenti elementi: tre quarti di idrogeno, circa un quarto di elio e piccole quantità di elementi leggeri come il litio. Le osservazioni cosmologiche confermano questa composizione. Elementi pesanti come il carbonio, l'ossigeno e il ferro non si formarono all'inizio ma, successivamente, da esplosioni di supernove nelle quali si crearono le condizioni adatte per la nascita di questi elementi. Ma, la grande previsione della cosmologia afferma che dovremmo ricevere radiazione elettromagnetica sotto forma di microonde da ogni punto del cielo, la cosiddetta radiazione cosmica di fondo, o radiazione fossile, e che tale radiazione dovrebbe trovarsi attorno a 3 gradi al di sopra dello zero assoluto (3 K). Tale radiazione fu rilevata per la prima volta nel 1964 da A. Penzias e R.W. Wilson (i quali ottennero il premio nobel nel 1978) e da allora si è potuta misurare con precisione sempre maggiore. La tecnologia degli ultimi decenni ha permesso di osservare e creare mappe della radiazione fossile di fondo, confermando che la stiamo ricevendo da ogni punto del cielo a una temperatura media di 2,71 K. Tuttavia se tale radiazione fosse totalmente omogenea non sarebbe possibile giustificare la struttura dell'Universo costituito dalle galassie, dai cumuli e dai super-cumuli. Infatti se la radiazione fosse totalmente omogenea significherebbe che nel momento della sua liberazione la densità di materia dell'Universo era anch'essa omogenea. Era quindi necessario che nella radiazione cosmica di fondo esistessero piccolissime variazioni di temperatura il che avrebbe significato che nel momento dela formazione della radiazione cosmica di fondo c'erano piccole variazioni nella densità della materia. Nelle zone leggermente più dense ci sarebbero più fotoni che collidono in esse e nelle zone leggermente meno dense ce ne sarebbero meno. Grazie alle missioni satellitari progettate allo scopo è stato possibile rilevare la presenza nel cielo di regioni leggermente più calde e leggermente più fredde del valor medio di 2,71K. Queste variazioni di temperatura permettono di comprendere l'origine della struttura dell'Universo.
Mappa della radiazione cosmica di fondo, dopo la rimozione dei contributi dovuti a sorgenti locali Queste anisotropie dello spettro della radiazione cosmica di fondo 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. Queste macchie sono l’impronta digitale di ciò che avvenne nei primi istanti di vita dell’universo. L'esistenza di zone a maggiore densità di materia spiega come si siano formati i corpi celesti. 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. NOTA. Il Large Hadron Collider, abbreviato LHC (in italiano Grande Collisore di Adroni), è un acceleratore di particelle situato presso il CERN di Ginevra, utilizzato per ricerche sperimentali nel campo della fisica delle particelle. L'LHC è l'acceleratore di particelle più grande e potente finora realizzato. Si tratta di un acceleratore di tipo circolare che può accelerare adroni (protoni e ioni pesanti) fino al 99,9999991% della velocità della luce e farli successivamente scontrare, con un'energia che a maggio 2015, dopo due anni di pausa tecnica, ha raggiunto, nel centro di massa, i 13 teraelettronvolt, molto vicina al limite teorico della macchina di 14 TeV (14. 10^12 eV; 1eV = 1,6 10^-19 joule) negli anni precedenti la macchina era stata utilizzata fino a 8 TeV. Simili livelli di energia non erano mai stati raggiunti in laboratorio. L'acceleratore è costruito all'interno di un tunnel sotterraneo lungo 27 km, a 100 m di profondità, situato al confine tra la Francia e la Svizzera, in una regione compresa tra l'aeroporto di Ginevra e i monti Giura, originariamente scavato per realizzare il Large Electron-Positron Collider (LEP).
Il Large Hadron Collider con i suoi punti sperimentali e i pre-acceleratori. I fasci di protoni e ioni pesanti di piombo iniziano il percorso agli acceleratori lineari (in figura p e Pb). Continuano il loro cammino nel Proton Synchrotron (PS), nel Super Proton Synchrotron (SPS) e giungono nell'anello esterno di 27 km di circonferenza. Durante il percorso si trovano i quattro punti sperimentali in cui i fasci vengono fatti collidere: ATLAS, CMS, LHCb, ALICE Filmato sulla formazione dell'Universo BIBLIOGRAFIA ESSENZIALE
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