La fedeltà è il più santo bene dell'umana coscienza
Seneca Lettere morali a Lucilio
Questo è il terzo articolo che tratta delle grandi strutture dell'Universo e che è stato preceduto dalla Parte I e dalla Parte II.
Quando si parla della struttura dell'Universo a grande scala, è opportuno parlare del fondo cosmico delle microonde CMB (Cosmic Microwave Backgtround radiation) che costituisce una della maggiori scoperte di tutta la scienza e di tutti i tempi.
In cosmologia, la CMB è la radiazione elettromagnetica residua prodotta dal Big Bang che permea l'universo. Nonostante lo spazio tra stelle e galassie appaia nero con un telescopio ottico tradizionale, tramite un radiotelescopio è possibile rilevare una debole radiazione isotropa di fondo che non è associata ad alcuna stella, galassia, o altro corpo celeste. Tale radiazione cosmica ha intensità maggiore nella regione delle microonde dello spettro elettromagnetico.
La radiazione di fondo è descrivibile come la radiazione residua proveniente dalle fasi iniziali della nascita dell'universo, e la sua scoperta è considerata una conferma fondamentale del modello del Big Bang.
Nelle fasi iniziali della sua vita e prima della formazione di stelle e pianeti, l'universo aveva dimensioni di molto più contenute di quelle attuali, era molto più caldo e permeato da una radiazione uniforme in stretta interazione con il plasma di barioni. 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. Questi atomi non poterono più assorbire la radiazione termica, cosicché l'universo che fino a quel momento era stato una sorta di nebbia opaca, diventò trasparente alla radiazione. Ciò avveniva 380.000 anni dal Big Bang. I fotoni che esistevano in quel momento iniziarono a propagarsi, divenendo tuttavia meno energetici.
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. La CMB ha uno spettro termico di corpo nero a una temperatura di 2,728 K; 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. L'emissione 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. Come vedremo, queste anisotropie sono responsabili della nascita delle Grandi Strutture dell'Universo.
Anche se molti processi differenti possono produrre la forma generale di uno spettro di corpo nero, nessun modello diverso dal Big Bang ha finora spiegato le fluttuazioni. Come risultato, la maggior parte dei cosmologi ritiene che il modello del Big Bang sia quello che dà la miglior interpretazione della radiazione di fondo.
Il CMB ha anche permesso di scopprire che la nucleosintesi nell'Universo (la formazione degli atomi) sia avvenuta in periodi molto distanti tra loro: la nucleosintesi dell'elio e piccole quantità di deuterio, boro, berillio e litio è stata primordiale, mentre la nucleosintesi di tutti gli altri elementi è stellare.
Caratteristiche
Lo spettro della radiazione di fondo misurato dal COBE (COsmic Background Explorer) è la misurazione più precisa di corpo nero in natura. Ricordo che un corpo nero è un sistema di fotoni in equilibrio termodinamico ed è caratterizzato da due proprietà.
- La prima è l'isotropia. I fotoni si muovono con la tessa probabilità in qualsiasi direzione di conseguenza il corpo nero non può essere visto da fuori (ricordo l'esperimento del contenitorre con un piccolo buco). Nel caso dell'Universo l'impegno degli scienziati è facilitato perchè noi ci troviamo proprio dentro il corpo nero costituito dall'Universo stesso.
- La seconda proprietà è costituita deallo spettro planckiano, lo spettro che riporta l'intensità della radiazione in funzione della sua frequenza; vedi la figura in basso.
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Fig. 1 Lo spettro della radiazione di fondo misurato dal COBE è la misurazione più precisa di corpo nero in natura. La curva teorica di Planck si sovrappone pressoché esattamente ai punti dei dati reali. La curva del corpo nero dipende da una sola grandezza la temperatura e la temperatura del CMB è stata misurata in 2,728 K.
L'unico inconveniente risiede nell'impossibilità di variare la temperatura di questo corpo nero. Ma l'astronomo lo fa su grandi scale, osservando il passato. L'astronomo, infatti può osservare l'universo quando aveva 380.000 anni e lo sta osservando, ora, 14 miliradi di anni dopo.
Un altro aspetto scoperto da COBE è che il CMB non è perfettamenter isotropo nè la sua distribuzione è perfettamente planckiana.
La differenziazione dal corpo nero è talmente piccola che obbliga a lavorare con una precisione dell'ordine di 10^-5 K: ma, una volta raggiunto tale livello di precisione il CMB risulta straordinariamente ricco di informazioni.
Ora, infatti, possiamo osssrvare l'Universo, con la precisione di 10^-5 K, a z=0 e a z=1.100 approssimativamente. Abbiamo, pertanto, due finestre per osservare l'Universo, molto lontane nel tempo.
La radiazione cosmica di fondo è forse la previsione principale del modello del Big Bang. Inoltre, la cosmologia inflazionaria prevede che dopo circa 10^-37 secondi, l'universo appena nato abbia subito una crescita esponenziale che appianò quasi tutte le disomogeneità. A questo seguì la rottura spontanea di simmetria, un tipo di transizione di fase che ha fissato le interazioni fondamentali e le particelle elementari nella loro forma attuale. Dopo 10^-6 secondi, l'universo primordiale era costituito da un plasma caldissimo di fotoni, elettroni, e barioni. I fotoni interagivano continuamente con il plasma attraverso lo scattering Thomson.
Lo scattering Thomson è uno scattering elastico di radiazione elettromagnetica da parte di una particella carica libera. Il campo elettromagnetico dell'onda incidente accelera la particella inducendo l'emissione di radiazione della stessa frequenza dell'onda incidente; in questo modo l'onda incidente viene diffusa. Questo accade a basse energie perché a energie più alte prevale l'effetto dovuto allo scattering Compton, anelastico.
L'espansione dell'universo, con il conseguente raffreddamento adiabatico, ha causato il raffreddamento del plasma fino a rendere possibile la combinazione degli elettroni con i protoni, per dare così luogo agli atomi di idrogeno. Questo evento di ricombinazione è avvenuto quando la temperatura era scesa a circa 3.000 K, cioè quando l'età dell'universo era di circa 380.000 anni. A questo punto, i fotoni hanno potuto allontanarsi dagli atomi ora elettricamente neutri e hanno iniziato a viaggiare liberamente nello spazio, con il conseguente disaccoppiamento tra la materia e la radiazione. Da qui si comprende perchè si parla di ultima superficie dello scattering Thompson.
Da allora la temperatura dei fotoni ha continuato a diminuire; attualmente ha raggiunto i 2,728 K, e continua a scendere mentre l'universo si espande. Secondo il modello del Big Bang, la radiazione che misuriamo oggi nel cielo proviene da una superficie sferica chiamata superficie di ultimo scattering. Questa rappresenta l'insieme dei punti nello spazio in cui si ritiene sia avvenuto l'evento di disaccoppiamento, 380.000 anni dopo il Big Bang; i fotoni che ci hanno appena raggiunto provengono da questo remoto punto nel tempo. L'età stimata dell'Universo è di 13,75 miliardi di anni. Tuttavia, poiché l'Universo ha continuato ad espandersi da allora, la distanza tra la Terra e il bordo dell'universo osservabile è ora di almeno 46,5 miliardi anni luce.
Due dei più grandi successi della teoria del big bang sono la previsione del suo spettro quasi perfetto di corpo nero e la previsione dettagliata delle anisotropie della radiazione cosmica di fondo. La sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) ha misurato con precisione queste anisotropie su tutto il cielo fino a scale angolari di 0,2 gradi.
Le differenze di temperatura rilevate dalla mappatura del CMB sono spiegabili con variazioni nella concentrazione di materia; cioè denotano la presenza di compressioni e rarefazioni della stessa, fenomeni tipici della propagazione di un’onda sonica. Si rimanda all'articolo sulle onde di Jeans.
Si è potuto così dedurre che l’Universo primordiale era percorso anche da onde sonore! Ciò, in prima istanza, potrebbe apparire strano, sapendo che la propagazione del suono non può avvenire nel vuoto. Ma nel periodo immediatamente successivo al Big Bang lo spazio esistente non era vuoto come lo è oggi, anzi, era particolarmente denso: ciò giustifica appunto la tesi che, dopo il Big Bang e per un certo periodo, si siano potute generare e propagare nell’Universo anche onde sonore. Adesso faccio un semplice esempio: se ascoltassimo il boato di una esplosione avvenuta, diciamo a 5 Km di distanza, quel rumore non sarebbe da noi ascoltato in tempo reale: infatti impiegherebbe circa 15 secondi per raggiungerci (essendo circa 340 metri al secondo la velocità nel suono nell’aria). L’ascolto di quel boato, rilevabile per un certo tempo, prima di dissolversi, farebbe capire a un osservatore che qualcosa è successo: a una certa distanza nello spazio e, pur se di poco, anche nel tempo. Naturalmente l’esplosione dell’esempio è un fenomeno appartenente a un contesto caratterizzato da dimensioni spaziali, nonché da livelli temporali appartenenti a una scala ben diversa di quella cosmica! In ogni caso quel rumore risulterebbe di intensità decrescente in misura proporzionale alla distanza dalla sorgente e, in assenza di fattori dissipativi, potrebbe essere ascoltato anche a distanze molto grandi e quindi molto tempo dopo il verificarsi dell’evento. E’ inoltre noto a tutti come un contrabbasso, le cui corde e la cui cassa acustica hanno dimensioni più elevate di quelle di un violino, rispetto a questo riproducano suoni più gravi, cioè a una lunghezza d’onda più grande. Risulta così facile da comprendere come, a causa delle smisurate dimensioni in gioco dell’intero contesto in cui si produssero, le onde acustiche generate in quella fase della formazione dell'Universo avessero frequenze infinitamente basse e, quindi, una lunghezza d'onda immensa, stimabile in diverse migliaia di anni luce.
Scoperta del CMB
La radiazione di fondo venne predetta nel 1948 da George Gamow, Ralph Alpher e Robert Herman. I risultati del 1948 di Alpher e Herman vennero discussi fino al 1955. La maggioranza della comunità astronomica, tuttavia, non era ancora particolarmente interessata ai temi della cosmologia. La predizione di Alpher e Herman fu riscoperta da Yakov Zel'dovich all'inizio degli anni '60, e indipendentemente predetta da Robert Dicke. La prima pubblicazione della radiazione di fondo come un fenomeno rilevabile apparve in un report degli astrofisici sovietici A. G. Doroshkevich e Igor Novikov, nella primavera del 1964. Nel 1964, David Todd Wilkinson e Peter Roll, colleghi di Robert Dicke all'Università di Princeton, iniziarono la costruzione di un radiometro Dicke per misurare la radiazione cosmica di fondo. Nel 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson ai Bell Laboratories nelle vicinanze di Holmdel Township, New Jersey, costruirono un radiometro Dicke che intendevano utilizzare per la radioastronomia e gli esperimenti di comunicazione via satellite. Tale strumento soffriva di un eccesso di temperatura all'antenna di 3,5 K che non riuscivano a spiegare. Dopo aver ricevuto una telefonata proveniente da Crawford Hill, Dicke disse una frase che divenne famosa: "Boys, we've been scooped" ("Ragazzi, ci hanno rubato lo scoop!"). Una riunione tra i gruppi di Princeton e Crawford Hill stabilì che la temperatura di disturbo dell'antenna era effettivamente dovuta dalla radiazione cosmica di fondo.
L'interpretazione della radiazione cosmica di fondo fu oggetto di controversia negli anni '60, tuttavia, durante gli anni '70 venne stabilito che la radiazione cosmica di fondo è un residuo del Big Bang.
Harrison, Peebles, Yu e Zel'dovich si resero conto che l'universo primordiale avrebbe dovuto avere qualche disomogeneità a livello di 10^-4 o 10^-5 K. Rashid Sunyaev poi calcolò l'impronta osservabile che tali disomogeneità avrebbero sulla radiazione cosmica di fondo. Limiti sempre più stretti sull'anisotropia della radiazione cosmica di fondo sono stati stabiliti da esperimenti da terra, anche se l'anisotropia è stata innanzitutto rilevata attraverso l'analisi dei dati del RELIKT-1 (esperimento dell'ex Unione Sovietica).
Grazie ai risultati di RELIKT-1 e COBE, nel decennio successivo una serie di esperimenti da terra e da pallone aerostatico hanno misurato la radiazione di fondo su scale angolari più piccole. L'obiettivo primario di questi esperimenti è stato quello di quantificare l'entità del primo picco acustico, dato che il COBE non aveva una risoluzione sufficiente per studiarlo a fondo. Come già detto questo picco corrisponde a variazioni di densità su grande scala nell'universo primordiale, che vengono create da instabilità gravitazionale, con conseguenti oscillazioni acustiche nel plasma. Il primo picco nell'anisotropia è stato individuato dal QMAP e il risultato è stato confermato dal BOOMERanG e dal MAXIMA.
Il secondo picco è stato rilevato da diversi esperimenti, prima di essere definitivamente rilevato dal WMAP, che ha anche rilevato il terzo picco.
I picchi acustici
Il fuido di barioni e radiazione (BR), accoppiato dallo scattering Thomson, sente l'attrazione delle
perturbazioni di materia oscura che già esistono perchè la loro scala di Jeans è trascurabile. Da una
parte l'attrazione gravitazionale della materia oscura fa cadere il fuido BR nelle sue buche di potenziale dall'altra il fluido cadendo diventa a sua volta sovradenso e la sua pressione di radiazione
crea una forza opposta che tende a respingerlo fuori dalla buca. Questo processo è qualitativamente descritto da un oscillatore armonico. Le oscillazioni avvengono su tutte le scale entro l'orizzonte e si traducono in variazioni di densità (d) e quindi in variazioni di temperatura T. Poichè la velocità di oscillazione è quella del suono circa eguale per tutte le scale all'istante fissato Z=Zric (Zric è z all'istante della ricombinazione) oscillazioni su scale via via minori avranno compiuto un numero via via maggiore di oscillazioni dentro e fuori le buche di potenziale della materia oscura.
Consideriamo dapprima il comportamento del campo di densità. Andando dalle scale più grandi verso le più piccole si giunge a una prima scala che ha avuto tempo di compiere una mezza oscillazione e che a Z=Zric si trova in fase di massima compressione nelle buche di potenziale e, quindi di massima rarefazione nelle creste di potenziale. Questa scala, corrispondente a un massimo di DeltaT/T, è di poco minore alla scala dell'orizzonte alla ricombinazione e corrisponde al primo picco nel contributo della densità allo spettro di potenza del CMB.
A una scala circa la metà di questa ci saranno fluttuazioni che hanno avuto il tempo di compiere
un'oscillazione completa e che quindi si trovano in fase di massima rarefazione nelle buche di potenziale
e di massima compressione nelle creste. Questa scala corrisponde al secondo picco acustico dovuto al campo della densità. I picchi successivi corrispondono a perturbazioni che hanno fatto un numero intero di mezze oscillazioniin particolare i picchi di ordine dispari corrispondono a fasi di massima compressione nelle buche di potenziale mentre i pari a fasi di massima rarefazione nella buche di potenziale.
Fig. 2 Immagine delle anisotropie della radiazione di fondo dal WMAP
Relazioni con il Big Bang
Le misurazioni della radiazione cosmica di fondo hanno fatto della teoria inflazionistica del Big Bang il modello standard delle origini dell'universo. Questa teoria prevede che le condizioni iniziali per l'universo siano originariamente di natura casuale, e seguano una distribuzione di probabilità approssimativamente gaussiana, la quale, messa in grafico a sezioni trasversali, mostra curve a forma di campana.
Analizzando questa distribuzione a diverse frequenze, viene generata una densità spettrale, o spettro di potenza. Lo spettro di potenza di queste fluttuazioni è stato calcolato e concorda con le osservazioni, anche se alcuni parametri, come ad esempio l'ampiezza complessiva delle fluttuazioni, sono parametri più o meno liberi del modello dell'inflazione cosmica. Pertanto, le componenti più significative delle disomogeneità nell'universo devono essere di natura statistica.
Temperatura
La radiazione cosmica di fondo e lo spostamento verso il rosso cosmologico sono considerati le migliori prove disponibili per la teoria del Big Bang. La scoperta della CMB fece scemare l'interesse verso soluzioni alternative. La radiazione di fondo offre un'istantanea dell'universo, quando, secondo la cosmologia standard, la temperatura era scesa abbastanza da permettere la formazione di atomi di idrogeno, rendendo così l'universo trasparente alle radiazioni. Quando questo avvenne, circa 380.000 anni dopo il Big Bang, la temperatura dell'Universo era di circa 3.000 K. Ciò corrisponde a un'energia di circa 0,25 eV, che è molto inferiore ai 13,6 eV, ovvero l'energia di ionizzazione dell'idrogeno.
Dal momento del disaccoppiamento, la temperatura della radiazione di fondo è scesa di circa 1.100 volte a causa dell'espansione dell'universo. Come conseguenza dell'espansione, i fotoni della CMB si spostano verso il rosso, rendendo la temperatura della radiazione inversamente proporzionale a un parametro chiamato fattore di scala dell'universo. Si può dimostrare che l'andamento della temperatura Tr della CMB in funzione dello spostamento verso il rosso, z, è proporzionale alla temperatura della CMB attuale (2,728 K o 0,235 meV) secondo la seguente relazione:
Tr = 2.728 (1 + z)
Spettro di potenza
Lo strumento matematico che consente di studiare le anisotropie di temperatura è lo sviluppo in armoniche sferiche Ylm delle variazioni di temperatura:
Anisotropie della CMB
La radiazione cosmica di fondo presenta un'alta isotropia, che indicherebbe un'omogeneità del plasma primordiale. Tale omogeneità però non avrebbe portato alla creazione di strutture come galassie e ammassi. La presenza di questi oggetti implica, quindi delle anisotropie del plasma. La CMB presenta due tipologie di anisotropie, chiamate primarie e secondarie.
Anisotropie primarie
La struttura delle anisotropie è determinata principalmente da due effetti: oscillazioni acustiche e smorzamento della diffusione (noto anche come smorzamento senza collisione). Le oscillazioni acustiche, di cui s'è parlato, sorgono a causa della competizione tra fotoni e barioni nel plasma dell'universo primordiale. La pressione dei fotoni tende a cancellare le anisotropie, mentre l'attrazione gravitazionale dei barioni li porta a collassare formando così densi aloni. Questi due effetti sono in competizione tra loro, creando le oscillazioni acustiche che dànno al fondo a microonde la sua caratteristica struttura a picchi. I picchi corrispondono, grosso modo, alle risonanze alle quali i fotoni si dissociano quando un particolare modo di oscillazione è al suo picco di ampiezza.
I picchi contengono interessanti impronte fisiche. La scala angolare del primo picco determina la curvatura dell'universo (ma non la sua topologia). Il picco successivo (che è il rapporto tra i picchi pari e i picchi dispari) determina la ridotta densità barionica. Il terzo picco può essere utilizzato per estrarre informazioni sulla densità di materia oscura.
Le posizioni dei picchi dànno anche importanti informazioni sulla natura delle perturbazioni primordiali della densità. Ci sono due tipologie fondamentali di perturbazioni della densità, le adiabatiche e quelle a isocurvatura. Una generica perturbazione di densità è un misto di entrambe, e le differenti teorie che pretendono di spiegare lo spettro della perturbazione primordiale della densità prevedono miscele differenti.
- Perturbazioni adiabatiche della densità
la superdensità frazionale in ogni componente della materia (barioni, fotoni ...) è la stessa. Ovvero, se c'è l'1% in più di energia nei barioni rispetto alla media in un dato posto, allora per una perturbazione di densità adiabatica pura c'è anche l'1% in più di energia nei fotoni, e l'1% di energia in più nei neutrini, rispetto alla media. L'inflazione cosmologica prevede che le perturbazioni primordiali siano adiabatiche.
- Perturbazioni di isocurvatura nella densità
la somma delle superdensità frazionali è pari a zero. Ovvero, una perturbazione in cui in un certo punto vi è l'1% in più di energia nei barioni rispetto alla media, l'1% in più di energia in fotoni rispetto alla media, e il 2% di energia in meno nei neutrini rispetto alla media, sarebbe una perturbazione di isocurvatura pura. Le stringhe cosmiche dovrebbero produrre per lo più perturbazioni primordiali a isocurvatura.
Lo spettro della CMB è in grado di distinguerle, perché queste due diverse tipologie di perturbazioni dànno luogo a differenti localizzazioni dei picchi. Le perturbazioni di isocurvatura della densità producono una serie di picchi la cui scala angolare (il valore l dei picchi) è all'incirca in rapporti 1:3:5:... mentre le perturbazioni adiabatiche producono picchi le cui localizzazioni sono in rapporti 1:2:3:... Le osservazioni corrispondono a quanto ci si può attendere da perturbazioni di densità primordiale completamente adiabatiche, fornendo un supporto chiave per la teoria inflazionistica, ed escludendo molti modelli di contemplano la formazione di strutture, come ad esempio le stringhe cosmiche.
Lo smorzamento senza collisioni è causato da due effetti, che sorgono quando il trattamento del plasma primordiale come fluido comincia a non essere più valido:
- L'aumento del cammino libero medio dei fotoni mentre il plasma primordiale diventa sempre più rarefatto nell'universo in espansione;
- La profondità finita della superficie di ultimo scattering, che fa sì che il cammino libero medio cresca rapidamente durante il disaccoppiamento, anche se qualche scattering Compton è ancora in corso.
Questi effetti contribuiscono quasi equamente alla soppressione delle anisotropie su scale piccole, e danno origine alla caratteristica coda di smorzamento esponenziale visibile nelle anisotropie su scala angolare piccolissima. La profondità della superficie di ultimo scattering si riferisce al fatto che il disaccoppiamento dei fotoni e barioni non avviene istantaneamente, ma richiede invece una frazione apprezzabile di età dell'Universo fino a tale epoca. Un metodo per quantificare esattamente quanto lungo sia questo processo è la funzione di visibilità del fotone (photon visibility function, PVF). Questa funzione è definita in modo che, denotando la PVF con P(t), la probabilità che un fotone della CMB abbia avuto l'ultimo scattering tra il tempo t e t + dt, sia data da P (t) dt.
Il massimo della PVF (il momento più probabile in cui è avvenuto l'ultimo scattering di un dato fotone della CMB) è noto con una certa precisione. I risultati del primo anno di osservazioni del WMAP situano il momento in cui P(t) è al massimo a 372 ± 14 ka. Questo è spesso considerato come il momento della nascita della radiazione di fondo. Tuttavia, per capire "quanto" tempo ci hanno messo fotoni e barioni a disaccoppiarsi, occorre avere anche una misura della larghezza della PVF. Il team del WMAP ritiene che la PVF sia maggiore della metà del suo valore massimo (la "piena larghezza a metà altezza"), o FWHM, in un intervallo di 115 ± 5 ka. In base a questa misura, il disaccoppiamento ha avuto luogo in circa 115.000 anni, e quando fu terminato, l'universo aveva circa 487.000 anni di età.
Anisotropie secondarie
Da quanto si può osservare la radiazione di fondo, a partire dal momento della sua formazione, è stata modificata da diversi processi fisici successivi, che sono indicati collettivamente con il nome di anisotropie successive o anisotropie secondarie.
Quando i fotoni della CMB sono stati liberi di viaggiare senza ostacoli, la materia ordinaria dell'universo consisteva per lo più di atomi di idrogeno e di elio neutri. Tuttavia, le osservazioni odierne delle galassie sembrano indicare che la maggior parte del volume dello spazio intergalattico è costituito da materiale ionizzato (in quanto ci sono poche linee di assorbimento derivanti da atomi di idrogeno). Questo implica un periodo di reionizzazione durante il quale una parte del materiale dell'universo venne frammentata in ioni di idrogeno.
I fotoni della CMB dispersero le cariche libere, come gli elettroni non legati ad atomi. In un universo ionizzato, queste particelle cariche sono state liberate dagli atomi neutri dalle radiazioni ionizzanti come i raggi ultravioletti. Oggi queste cariche libere hanno una densità sufficientemente bassa nella maggior parte del volume dell'Universo, da non incidere apprezzabilmente sulla CMB. Tuttavia, se il mezzo interstellare è stato ionizzato in un'era sufficientemente primordiale, quando l'universo era ancora molto più denso, ci sono due effetti principali sulla radiazione di fondo:
1.Le anisotropie su piccola scala vengono cancellate (come quando guardando un oggetto attraverso la nebbia, i dettagli degli oggetti appaiono sfocati.)
2.La fisica di come i fotoni vengono diffusi dagli elettroni liberi (scattering Thomson) induce un'anisotropia di polarizzazione su grandi scale angolari. Questa polarizzazione su ampio angolo è correlata con la perturbazione della temperatura di ampio angolo.
Entrambi gli effetti sono stati osservati dal WMAP, fornendo la prova che l'universo è stato ionizzato molto presto, a un redshift superiore a 17. La provenienza dettagliata di queste radiazioni ionizzanti è ancora oggetto di dibattito scientifico. Potrebbero includere luce stellare dalle primissime stelle, supernovae, quando queste stelle raggiunsero la fine della loro vita, o le radiazioni ionizzanti prodotte dai dischi di accrescimento di buchi neri massicci.
Il momento successivo all'emissione della radiazione cosmica di fondo, e prima dell'osservazione delle prime stelle, viene chiamato umoristicamente dagli astronomi era oscura, ed è un periodo che è in fase di intenso studio da parte degli astronomi.
Altri due effetti che si verificarono tra la reionizzazione e le attuali osservazioni della radiazione cosmica di fondo, e che sembrano provocare anisotropie, includono l'effetto Sunyaev-Zel'dovich, dove una nube di elettroni ad alta energia diffonde la radiazione trasferendo parte della sua energia ai fotoni della CMB, e l'effetto Sachs-Wolfe, che provoca ai fotoni della radiazione cosmica di fondo uno spostamento gravitazionale verso il rosso o verso il blu, a causa del cambiamento del campo gravitazionale.
Anisotropia dipolare
Quando si osserva il CMB con una precisione di 10^-3 K, la perfetta simmetria, notata nelle misure pionieristiche, scompare poichè compare la cosiddetta anisotropia dipolare. Questa consiste nell'evidenza che in una zona del cielo si osserva una temperatura leggermente maggiore (verso il blu), mentre in altre zone diametralmente opposte essa è leggermente minore (più rossa). Si tratta del movimento della Terra rispetto al CMB. Nella direzione del movimento i fotoni si muovono verso di noi e, a causa dell'effetto Doppler, divenrano azzurri. Nella direzione contraria i fotoni si allontanano da noi e si arrossano. Giova notare che la Via Lattea, che determina il movimento più importante della Terra nel cosmo, si muove a un avelocità di 369 km/s.
Fig 3 Anisotropia dipolare
La separazione dei componenti
Quando si osserva il CMB otteniamo una fotografia di tutto quello che ci perviene nel campo delle lunghezze d'onda millimetriche. Pertanto, se vogliamo osservare solo il fondo cosmico dobbiamo depurare lo spettro delle onde millimeteriche da tutto ciò che può ostacolare la reale lettura del fondo. Innanzitutto la Via Lattea emette una serie di radiazioni che vanno eliminate dal CMB, quindi va eliminata l'anisotropia dipolare. Per passare dalle prime mappe pionieristiche a quella reale dobbiamo procedere con una precisione migliore din 10^-5 K. Dopo la separazione dei componenti di interferenza possiamo ottenere la straordinaria immagine qui rappresentata
Fig. 4 Rappresentazione delle anisotropie del CMB grazie al loro studio su diverse frequenze.
Questo CMB primario fu emesso dalla cosiddetta Superficie di Ultimo Scattering; esso rappresenta una mappa dell'Universo con z=1.100, il che corrisponde a 380.000 anni dopo il big-bang. Dalle fluttuazioni in temperatura che osserviamo nello spettro del fondo cosmico ci viene fornita informazione sulla crescita delle
strutture (galassie, ammassi, ...) che osserviamo in cielo. Le anisotropie in temperatura sono strettamente legate alle
fluttuazioni nella densitµa di materia.
Dalla Superficie di Ultimo Scattering hanno origine i più antichi fotoni che osserviamo come
fondo cosmico nelle microonde. L'emissione è isotropa, quindi la temperatura
e la densità sono le stesse, indipendentemente dalla direzione in cui guardiamo
il cielo.
Su questa superficie ci possono essere però delle distorsioni, dovute a vari
fenomeni. Le fluttuazioni (o distorsioni) vengono suddivise a seconda dell'epoca in cui sono state create. Le fluttuazioni in densità (che sono collegate
a fluttuazioni in temperatura) provocano delle distorsioni nello spettro dei
fotoni.
Le distorsioni primarie o intrinseche hanno avuto luogo prima o durante
la ricombinazione, essendo prodotte da tre effetti principali (l'effetto Sachs-Wolfe, l'effetto Doppler e la cancellazione dello spettro a piccole scale).. Le distorsioni secondarie o estrinseche
hanno agito sui fotoni del fondo cosmico dopo la ricombinazione.
Le fluttuazioni in densità inoltre possono essere puramente barioniche, di
materia non barionica (calda, tiepida o fredda), adiabatiche o di isocurvatura.
Solitamente sono trattate con statistica gaussiana, oppure in casi peculiari
di diffetti topologici con statistica non-gaussiana.
Le strutture che oggi osserviamo nel cielo si sono formate per instablità gravitazionale e per effetto delle onde di Jeans. Piccole differenze nella distribuzione di densità, presenti
sulla superficie di ultimo scattering, sono cresciute fino a formare galassie,
ammassi, superammassi... Ecco perchè questo tipo di fluttuazioni fornisce
informazioni fondamentali sull'evoluzione delle strutture nell'universo, ma anche sui
parametri cosmologici e sulla composione dell'universo.
Fig. 5 Spettro di potenza dell’ anisotropia
del fondo cosmico di microonde, misurato
dal satellite Planck. Le barre d’ errore
includono sia l’errore dovuto alla varianza
cosmica (ineliminabile e importante a grandi
scale angolari) che gli errori statistici e di
calibrazione. La linea continua rappresenta il
best fit con un modello L-CDM a 6 parametri
liberi, la banda verde rappresenta la varianza
cosmica aspettata. Sono visibili “a occhio nudo”
ben 7 picchi dovuti alle oscillazioni acustiche
del plasma primordiale.
In questo modo, nella parte sinistra del grafico si trovano le macchie maggiori, vale a dire le grandi scale, mentre nella parte destra si trovano le scale minori. Per interpretare la mappa di fig. 4 non c'è bisogno di analizzare le macchie individualmente, ma fare un'analisi statistica tramite l'analisi delle armoniche sferiche. Una sorta di spettro di Fourier per serie monodimensionali e per dati posti su una superficie sferica. Il risultato, un'altra delle grandi scoperte della scienza si può vedere nella figura 5. Nell'asse delle ascisse viene riportato il momento multipolare I, parametro che è inversamente proporzionale alla grandezza angolare delle macchie (vedi scala superiore). Sull'asse delle ordinate è rappresentata la potenza dello spettro che ci indica la grandezza delle fluttuazioni di temperatura rispetto alla media. La figura mostra un grafico con ben sette massimi. Per analizzarla la divido in due parti: anisotropie maggiori di un grado e anisotropie minori di un grado. La ragione per stabilire questo angolo critico di 1° risiede nel fatto che questo è l'unico angolo che corrisponde all'orizzonte relativistico, quindi l'orizzone a z=1.100. Se immaginiamo un osservatore posto sulla superficie di ultimo scattering, il suo orizzonte, visto da qui oggi, corrisponderebbe a un angolo di circa 1°, pertanto un angolo di 1° separa la regione di connessione causale dalla connessione causalmente sconnessa. Di conseguenza, vi saranno scale super-orizzonte e scale sub-orizzonte. (Ricordo che la radiazione che misuriamo oggi nel cielo proviene da una superficie sferica chiamata superficie di ultimo scattering).
Fig 6 Superficie di ultimo scattering ed esemplificazione.
Fig 7 Supercie di ultimo scattering.
Nella figura è rappresentata la superficie di ultimo scattering e sono schematizzate le anisotropie primarie, come l'effetto Doppler, i picchi acustici e le anisotropie secondarie e di polarizzazione. Le strisce rosse e
blu sono la rappresentazione in onde piane delle futtuazione di temperatura.
Si comprende così l'importanzsa di questa divisione. Nelle scale sotto l'orizzonte possono esserci processi fisici legati a essa. Mentre non possono esserci processi fisici che spiegano le anisotropie sopra l'orizzonte. In questo caso stiamo osservando le condizioni iniziali. Le anisotropie sopra l'orizzonte definiscono quella che viene chiamata la regione Sachs-Wolfe dello spettro. Osserviamo quindi le condizioni iniziali, ma di quale momento? Non dello stesso Big Bang, bensì leggermente dopo, nell'era dell'inflazione Sono le fluttuazioni quantistiche di questa era, poi ingrandite dall'espansione. Le anisotropie della regione di Sachs-Wolfe ci riportano al cosiddetto problema dell'orizzonte, risolto grazie al concetto di periodo inflazionario dell'Universo.
Formazione delle galassie
Mentre le stelle che stanno nascendo si possono vedere, perché questo processo si ripete continuamente, è difficilissimo vedere direttamente lo sviluppo iniziale delle galassie, perché ciò è avvenuto molto tempo prima, quindi, in virtù dell'espansione dell'Universo, a una distanza enorme: spiegare la nascita delle galassie è pertanto un compito arduo. Attualmente si dà maggiore credito alla teoria secondo la quale le galassie si sarebbero formate dall'accumulazione di singoli pezzi, piuttosto che a quella che le fa derivare dal collasso di una nube di gas gigantesca. Tutte le teorie ipotizzano che la nascita delle galassie sia da attribuirsi alle disomogeneità nella materia uniforme dell'Universo primordiale (figura 4) cioè alle piccole irregolarità locali che sarebbero poi evolute per dar luogo a strutture più grandi. Tali disomogeneità sono state osservate per la prima volta nel 1992 dal satellite Cobe sotto forma di piccole fluttuazioni di temperatura nella radiazione cosmica residuo del Big Bang che permea omogeneamente l'Universo: la loro misurazione precisa è importante perché permette di limitare il periodo di tempo in cui sono nate le galassie.
Le osservazioni effettuate sulle galassie, sia nel campo ottico sia in quello radio (che permette uno studio più esteso) rivelano che la maggior parte di esse sono piatte nelle regioni centrali del disco e incurvate in quelle esterne. Le regioni esterne sono le meno luminose, quindi le più difficili da osservare in dettaglio; il fenomeno della curvatura si utilizza pertanto anche per determinare le loro proprietà fisiche, e anche quelle di altre parti della galassia che non si possono ben osservare. Le informazioni ottenute in questo modo dipendono però dal modello teorico assunto per spiegare la curvatura. Tra le teorie che spiegano la curvatura c'è quella che considera come causa la forza di gravità: le regioni esterne della galassia sono incurvate perché meno legate alle forze gravitazionali che confinano il disco in un piano; inoltre, esse risentono maggiormente dell'influenza delle galassie vicine. Secondo un'altra teoria, la curvatura deriverebbe dal fatto che il campo magnetico presente nella galassia cambia di intensità nel passaggio dalle regioni interne a quelle esterne del disco. Un altro modello spiega il fenomeno con la perturbazione introdotta da un accrescimento continuo di materia. Qui sotto si può vedere l'evoluzione di una galassia a partire dal Big Bang, secondo una simulazione effettuata dalla NASA.
L'idea che le galassie siano concentrazioni di stelle e gas interstellare ben localizzate nell'Universo e non interagenti tra loro è rimasta valida fino a circa la metà degli anni Cinquanta del XX secolo. Le osservazioni fatte lungo tutto lo spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi X, hanno cambiato significativamente questa visione: è diventato evidente che le collisioni tra galassie sono fenomeni tutt'altro che rari nell'Universo. Nel 1956 fu ipotizzata la collisione di due galassie per spiegare come effetto di marea le strutture filamentose e spiraleggianti che si osservano qualche volta nei loro pressi. L'intensa emissione infrarossa osservata durante una collisione tra galassie è dovuta al gran numero di stelle che nascono in questa situazione, nella quale si verifica una forte condensazione di materia interstellare: la luce emessa dalle calde stelle appena nate viene assorbita dalla gran quantità di polvere che le circonda e riemessa poi a lunghezze d'onda maggiori, in infrarosso. Negli anni Ottanta il satellite IRAS ha scrutato l'intero cielo in infrarosso, individuando un centinaio di galassie, una delle quali con una luminosità enormemente più grande di quella solare.
Durante una collisione tra galassie le stelle in esse presenti raramente si scontrano tra loro, perché le loro dimensioni sono molto piccole se confrontate con le tipiche distanze che le separano. Lo scontro è invece inevitabile per il materiale che si trova tra le stelle, costituito da nubi di gas e particelle di polvere fortemente a contatto. L'aumento di pressione causato dalla collisione fa aumentare ancora di più la densità del materiale interstellare e crea le condizioni necessarie per la nascita di nuove stelle attraverso il collasso gravitazionale.
Le galassie possono raggrupparsi in numero elevato (fino a migliaia di componenti) per costituire grandi strutture. Questi enormi raggruppamenti di galassie si estendono su un raggio di 2-5 megaparsec e si presentano in forma regolare, con una forte concentrazione centrale, oppure irregolare (un esempio di quest'ultimo tipo è l'Ammasso della Vergine, il più vicino alla Terra). Nonostante queste enormi concentrazioni di materia, l'Universo è sufficientemente grande da essere considerato su vasta scala omogeneo: infatti, fra gli ammassi esistono regioni molto più ampie che contengono pochissime galassie. La scoperta degli ammassi di galassie è molto importante dal punto di vista cosmologico, perché contribuisce a conoscere meglio il valore della densità di materia del Cosmo. Da tale valore si può stabilire la curvatura dell'Universo e il suo destino, se cioè continuerà a espandersi per sempre, oppure se fermerà la sua espansione,contraendosi su sé stesso; affinché quest'ultima eventualità sia possibile, la densità di materia deve superare un valore critico, oltre il quale l'attrazione gravitazionale tra la materia dell'Universo è in grado prima o poi di contrastare le forze responsabili dell'espansione. Il filmato seguente mostra un viaggio verso la galassia NGC 922, distante circa 150 milioni di anni luce. Si tratta di una galassia ad anello, risultato di una collisione tra una piccola galassia e un'altra piu' grande con struttura a disco; la regione centrale contiene meno materia luminosa rispetto al resto.
RICAPITOLANDO
Big Bang e nascita delle galassie
Se l’universo si sta espandendo, è naturale pensare che, se potessimo riavvolgere alla stessa velocità il nastro dell’espansione tutta la materia che compone l’Universo tornerebbe a formare l’agglomerato originario, densissimo e molto caldo. Questo esperimento di pensiero ha condotto negli anni ’40 il fisico G. Gamow a elaborare la teoria del Big Bang o modello standard, secondo la quale circa 15-20 miliardi di anni fa l’Universo si trovava in uno stato di densità e temperatura elevatissima, concentrato in uno spazio infinitesimo. A un tempo infinitesimo iniziò a espandersi a enorme velocità diminuendo temperatura e densità, fino ad assumere le dimensioni e l’aspetto odierno. Tale modello consente di spiegare diverse osservazioni, tra le quali: l’abbondanza presente nell’Universo di nuclei atomici più leggeri (idrogeno, elio, deuterio e litio) e l’esistenza di una radiazione cosmica di fondo. Cerchiamo di esaminare l’evoluzione dell’Universo dividendola in fasi, in modo da rendere più facile la comprensione del fenomeno.
Fase 1
È la fase che va dall’istante t=0 all’ istante t=5,39 x 10-44( noto anche come tempo di Planck). In questa fase le quattro interazioni della fisica: nucleare forte e debole, elettromagnetica e gravitazionale erano unificate. A questo istante la temperatura era elevatissima (T= 1032 K) e l’Universo una singolarità matematica.
Fase 2
L’interazione gravitazionale si separa dalle altre tre interazioni fondamentali che rimangono ancora unificate secondo la Teoria della Grande Unificazione (GUT). In questa fase l’Universo è pervaso da radiazione in mutua interazione, ossia in equilibrio termico, con elettroni e neutrini.
Fase 3
Mano a mano che la temperatura scende (T=1027 K), si ha il processo di bariogenesi, che determina il prevalere della materia sull’antimateria; l’Universo è costituito da quark, leptoni e corrispondenti antiparticelle, gluoni e bosoni.
Fase 4
Si osserva la separazione dell’interazione elettrodebole in debole ed elettromagnetica. L’Universo è dominato da quark, leptoni, fotoni, neutrini e materia oscura.
Fase 5
A soli 10-4 secondi dopo il Big Bang si generano protoni e neutroni che rimangono in equilibrio termodinamico con elettroni e neutrini.
Fase 6
A circa 0,7 s dopo il Big Bang i neutrini si separano dal resto della materia e si forma una radiazione fossile di neutrini che è arrivata fino a noi.
Fase 7
Quando l’Universo ha circa 3 minuti di età si è completata la formazione dei nuclei leggeri, come 2H, 3He, 4He e 7Li. Alla fine dei primi tre minuti di vita, l’Universo è dominato dalla presenza di fotoni, protoni, neutroni, nuclei leggeri, neutrini e materia oscura.
Fase 8
Quando l’Universo aveva circa 380.000 anni la radiazione si separò dalla materia. Questa radiazione è giunta fino a noi, ed è conosciuta con il nome di radiazione cosmica di fondo. Da questo momento in poi è possibile fare osservazioni dirette, proprio perché l’Universo diventa trasparente alla radiazione.
Fase 9
Dopo qualche centinaio di milioni di anni la temperatura è scesa fino a 4000 K; piccole fluttuazioni di densità possono cominciare ad attrarre gravitazionalmente la materia circostante portando alla formazione di protogalassie (gigantesche nubi di gas freddissimo) e successivamente di galassie e ammassi di galassie. Dopo quattro miliardi di anni si formano le prime stelle.
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Eugenio Caruso - 23 febbraio-2016
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