Timescape Cosmology

La rinnovata ipotesi secondo cui l’energia oscura potrebbe non essere reale, in quanto priva del 70% della materia presente nell’universo, ha riacceso un dibattito di vecchia data.

Introduzione

L’energia oscura e la materia oscura sono invenzioni teoriche che spiegano osservazioni che altrimenti non potremmo comprendere.

Sulla scala delle galassie, la gravità sembra essere più forte di quanto possiamo spiegare utilizzando solo particelle in grado di emettere luce. Quindi aggiungiamo le particelle di materia oscura al 25% della massa-energia dell’Universo. Tali particelle non sono mai state rilevate direttamente.

Sulle scale più ampie su cui l’Universo si sta espandendo, la gravità appare più debole del previsto in un universo contenente solo particelle, siano esse materia ordinaria o materia oscura. Quindi aggiungiamo “energia oscura”: una debole forza antigravitazionale che agisce indipendentemente dalla materia.

Breve storia dell’energia oscura

L’idea dell’energia oscura è antica quanto la relatività generale stessa. Albert Einstein la incluse quando applicò per la prima volta la relatività alla cosmologia, esattamente 108 anni fa.

Einstein, erroneamente, voleva bilanciare esattamente l’autoattrazione della materia con l’antigravità su scale più grandi. Non riusciva ad immaginare che l’Universo avesse un inizio e non voleva che cambiasse nel tempo.

Nel 1917 non si sapeva quasi nulla dell’Universo. L’idea stessa che le galassie fossero oggetti situati a grandi distanze era oggetto di dibattito.

Einstein si trovò di fronte ad un dilemma. L’essenza fisica della sua teoria, riassunta decenni dopo nell’introduzione di un famoso libro di testo è:

La materia dice allo spazio come curvarsi e lo spazio dice alla materia come muoversi.

Ciò significa che lo spazio tende naturalmente ad espandersi o contrarsi, piegandosi insieme alla materia. Non sta mai fermo.

Questo fu compreso da Alexander Friedmann che nel 1922 mantenne gli stessi ingredienti di Einstein. Ma non cercò di bilanciare la quantità di materia ed energia oscura. Ciò suggerì un modello in cui gli universi potevano espandersi o contrarsi.

Inoltre l’espansione rallenterebbe sempre se fosse presente solo materia. Ma potrebbe accelerare se fosse inclusa l’energia oscura antigravitazionale.

Dalla fine degli anni ’90, molte osservazioni indipendenti sembrano suggerire un’espansione così accelerata, in un Universo con il 70% di energia oscura. Ma questa conclusione si basa sul vecchio modello di espansione, rimasto invariato dagli anni ’20.

Modello cosmologico standard

Le equazioni di Einstein sono diabolicamente difficili e non solo perché sono più numerose di quelle della teoria della gravità di Isaac Newton.

Purtroppo, Einstein ha lasciato senza risposta alcune domande fondamentali. Tra queste: su quali scale la materia dice allo spazio come curvarsi? Qual è l’oggetto più grande che si muove come una singola particella? E qual è l’immagine corretta su altre scale?

Questi problemi vengono opportunamente aggirati dall’approssimazione centenaria – introdotta da Einstein e Friedmann – secondo cui, in media, l’Universo si espande uniformemente. Proprio come se tutte le strutture cosmiche potessero essere frullate in un frullatore per ottenere una zuppa senza dettagli.

Questa approssimazione omogeneizzante fu giustificata agli albori della storia cosmica. Sappiamo dal fondo cosmico a microonde – la radiazione residua del Big Bang – che le variazioni nella densità della materia erano minuscole quando l’Universo aveva meno di un milione di anni.

Ma l’universo oggi non è omogeneo. L’instabilità gravitazionale ha portato alla crescita di stelle, galassie, ammassi di galassie e, infine, di una vasta rete cosmica, dominata in volume da vuoti circondati da strati di galassie e attraversata da sottili filamenti.

Nella cosmologia standard, ipotizziamo uno sfondo che si espande come se non ci fossero strutture cosmiche. Quindi eseguiamo simulazioni al computer utilizzando solo la teoria di Newton, vecchia di 330 anni. Questo produce una struttura che assomiglia alla rete cosmica osservata in modo ragionevolmente convincente, ma richiede di includere l’energia oscura e la materia oscura come ingredienti.

Anche dopo aver inventato il 95% della densità energetica dell’universo per far funzionare le cose, il modello stesso deve ancora affrontare problemi che vanno dalle tensioni alle anomalie .

Inoltre, la cosmologia standard fissa anche la curvatura dello spazio in modo uniforme ovunque e disaccoppiata dalla materia. Ma questo è in contrasto con l’idea fondamentale di Einstein secondo cui è la materia a dettare allo spazio come curvarsi.

Non stiamo usando tutta la relatività generale! Il modello standard si può riassumere meglio così:

Friedmann dice allo spazio come curvarsi e Newton dice alla materia come muoversi.

Backreaction (modello alternativo di retroazione)

Dall’inizio degli anni 2000, alcuni cosmologi hanno esplorato l’idea che, mentre le equazioni di Einstein collegano materia e curvatura su piccola scala, la loro media su larga scala potrebbe dar luogo ad una retroreazione , ovvero a un’espansione media non esattamente omogenea.

Le distribuzioni di materia e curvatura sono inizialmente pressoché uniformi quando l’universo è giovane. Man mano che la rete cosmica emerge e diventa più complessa, le variazioni di curvatura su piccola scala aumentano e l’espansione media può differire da quella della cosmologia standard.

I recenti risultati numerici di un team di Budapest e delle Hawaii, che afferma di poter fare a meno dell’energia oscura, hanno utilizzato simulazioni newtoniane standard; hanno evoluto il loro codice in avanti nel tempo con un metodo non standard per modellare l’effetto di retroreazione.

È interessante notare che la legge di espansione risultante, che si adatta ai dati del satellite Planck, è molto vicina a quella di un modello di retroreazione basato sulla relatività generale, vecchio di dieci anni , noto come cosmologia del timescape .

Questo postula che dobbiamo calibrare orologi e righelli in modo diverso quando consideriamo le variazioni di curvatura tra galassie e vuoti.

Innanzitutto, questo significa che l’Universo non ha più un’età unica.

La backreaction è il feedback gravitazionale delle strutture sull’espansione globale; è inevitabile in un universo non perfettamente liscio. Finora sembra un correttivo più che un motore dell’accelerazione cosmica, ma resta cruciale per un modello di precisione: ignorarla può introdurre errori sistematici non trascurabili nelle misure future di cosmologia ad alta accuratezza come il progetto del satellite Euclid che avrà il compito di verificare se l’espansione cosmica segue la legge omogenea di Friedmann o un modello alternativo di backreaction.

Cosa può insegnarci la relatività generale?

Sebbene la maggior parte dei ricercatori accetti l’esistenza degli effetti di retroreazione, il vero dibattito verte sulla possibilità che ciò possa comportare una differenza superiore all’1% o al 2% rispetto al bilancio massa-energia della cosmologia standard.

Qualsiasi soluzione di retroazione che elimini l’energia oscura deve spiegare perché la legge di espansione media appare così uniforme nonostante la disomogeneità della rete cosmica, qualcosa che la cosmologia standard presuppone senza spiegazioni.

Poiché le equazioni di Einstein possono, in linea di principio, far espandere lo spazio in modi estremamente complessi, è necessario un principio semplificativo per la loro media su larga scala. Questo è l’approccio della cosmologia del paesaggio temporale .

Qualsiasi principio semplificativo per le medie cosmologiche ha probabilmente origine nell’Universo primordiale, dato che era molto più semplice dell’Universo odierno. Negli ultimi 38 anni, i modelli di universo inflazionario sono stati invocati per spiegare la semplicità dell’Universo primordiale.

Pur avendo avuto successo sotto alcuni aspetti, molti modelli di inflazione sono ora esclusi dai dati satellitari di Planck . Quelli che sopravvivono forniscono interessanti indizi su principi fisici più profondi.

Molti fisici considerano ancora l’Universo come un continuum fisso che nasce indipendentemente dai campi di materia che lo abitano. Ma nello spirito della relatività – secondo cui spazio e tempo hanno significato solo quando sono relazionali – potremmo dover ripensare i concetti fondamentali.

Poiché il tempo stesso viene misurato solo da particelle con massa a riposo diversa da zero, forse lo spaziotempo come lo conosciamo emerge solo quando le prime particelle massicce si condensano.

Qualunque sia la teoria finale, è probabile che incarnerà l’innovazione fondamentale della relatività generale, vale a dire l’accoppiamento dinamico tra materia e geometria a livello quantistico.

L’universo eterno: la controversa ipotesi di Hawking sotto esame

Stephen Hawking

Nel 1981, molti dei più importanti cosmologi del mondo si riunirono presso la Pontificia Accademia delle Scienze, vestigia delle congiunte linee di scienza e teologia, situata in un’elegante villa nei giardini del Vaticano. Stephen Hawking scelse quell’imponente cornice per presentare quella che in seguito avrebbe considerato la sua idea più importante: una proposta su come l’universo avrebbe potuto nascere dal nulla.

Prima del discorso di Hawking, tutte le storie sull’origine cosmologica, scientifiche o teologiche, avevano suscitato la replica: “Cosa è successo prima?”. La teoria del Big Bang, ad esempio – elaborata 50 anni prima della conferenza di Hawking dal fisico e sacerdote cattolico belga Georges Lemaître, che in seguito fu presidente dell’Accademia delle Scienze vaticana – riavvolge l’espansione dell’universo fino a farla risalire a un fascio di energia caldo e denso. Ma da dove proveniva l’energia iniziale?

La teoria del Big Bang presentava altri problemi. I fisici avevano capito che un fascio di energia in espansione si sarebbe trasformato in un ammasso accartocciato, anziché nell’enorme e liscio cosmo che gli astronomi moderni osservano. Nel 1980, l’anno prima del discorso di Hawking, il cosmologo Alan Guth si rese conto che i problemi del Big Bang potevano essere risolti con un’aggiunta: uno scatto iniziale di crescita esponenziale noto come 
inflazione cosmica  che avrebbe reso l’universo enorme, liscio e piatto prima che la gravità avesse la possibilità di distruggerlo. L’inflazione divenne rapidamente la teoria principale sulle nostre origini cosmiche. Eppure il problema delle condizioni iniziali rimaneva: quale era la fonte della minuscola macchia che presumibilmente si sarebbe gonfiata nel nostro cosmo e dell’energia potenziale che l’aveva gonfiata?

Inflazione cosmica

Hawking, nella sua brillantezza, vide un modo per porre fine all’interminabile brancolare nel passato: ipotizzò che non ci fosse né fine né inizio. Secondo 
il documento della conferenza vaticana, il fisico di Cambridge, allora trentanovenne e ancora in grado di parlare con la propria voce, disse alla folla:

“Dovrebbe esserci qualcosa di molto speciale nelle condizioni al contorno dell’universo, e cosa può essere più speciale della condizione che non ci siano confini?”

La proposta senza confini, che Hawking e il suo frequente collaboratore, James Hartle hanno formulato in modo completo in un articolo del 1983, immagina il cosmo con la forma di un volano. Proprio come un volano ha un diametro pari a zero nel suo punto più basso e si allarga gradualmente verso l’alto. L’universo, secondo la proposta dell’assenza di confini, si è espanso dolcemente da un punto di dimensione zero. Hartle e Hawking hanno derivato una formula che descrive l’intero volano – la cosiddetta “funzione d’onda dell’universo” che comprende l’intero passato, presente e futuro contemporaneamente – rendendo vana ogni contemplazione di semi della creazione, di un creatore o di qualsiasi transizione da un tempo precedente.

Funzione d’onda dell’Universo

“Chiedere cosa ci fosse prima del Big Bang è insensato, secondo la proposta dell’assenza di confini, perché non esiste una nozione di tempo a cui fare riferimento”

ha affermato Hawking in un’altra conferenza alla Pontificia Accademia nel 2016, un anno e mezzo prima della sua morte . Ed aggiunse:

“Sarebbe come chiedere cosa si trovi a sud del Polo Sud”

La proposta di Hartle ed Hawking ha radicalmente ripensato il tempo. Ogni istante nell’universo diventa una sezione trasversale del volano; mentre percepiamo l’universo come in espansione ed evoluzione da un istante all’altro, il tempo consiste in realtà di correlazioni tra le dimensioni dell’universo in ogni sezione trasversale ed altre proprietà, in particolare la sua entropia, o disordine. L’entropia aumenta dal tappo alle piume, puntando una freccia emergente del tempo. Vicino alla base arrotondata del volano, tuttavia, le correlazioni sono meno affidabili; il tempo cessa di esistere e viene sostituito dallo spazio puro.

Volàno

La proposta di non-confine ha affascinato e ispirato i fisici per quasi quattro decenni.

“È un’idea straordinariamente bella e provocatoria”

ha detto Neil Turok cosmologo del Perimeter Institute for Theoretical Physics di Waterloo, in Canada, ed ex collaboratore di Hawking. La proposta rappresentava una prima ipotesi sulla descrizione quantistica del cosmo: la funzione d’onda dell’universo.

Presto un intero campo, la cosmologia quantistica, nacque man mano che i ricercatori elaboravano idee alternative su come l’universo potesse essere nato dal nulla, analizzavano le varie previsioni delle teorie ed i modi per verificarle, e interpretavano il loro significato filosofico. La funzione d’onda senza confine, secondo Hartle, era per certi versi la proposta più semplice possibile per questo.

Successivamente, un articolo di Turok, Job Feldbrugge e Jean-Luc Lehners ha messo in discussione la proposta di Hartle-Hawking.

La proposta è, ovviamente, praticabile solo se un universo che si curva a partire da un punto adimensionale, come immaginato da Hartle e Hawking, si sviluppa naturalmente in un universo come il nostro.

Hawking e Hartle sostenevano che effettivamente sarebbe stato così: che gli universi senza confini tenderebbero ad essere enormi, incredibilmente lisci, incredibilmente piatti ed in espansione, proprio come il cosmo reale.

“Il problema con l’approccio di Hawking e Hartle è che era ambiguo”

ha affermato Turok.

Nel loro articolo del 2017, Turok e i suoi coautori hanno affrontato la proposta di Hartle e Hawking senza confini con nuove tecniche matematiche che, a loro avviso, rendono le sue previsioni molto più concrete di prima.

“Abbiamo scoperto che ha semplicemente fallito miseramente”

ha detto Turok.

“Semplicemente non era possibile, dal punto di vista della meccanica quantistica, che un universo iniziasse nel modo in cui immaginavano”

Il trio ha verificato i loro calcoli e messo in discussione i presupposti di base prima di renderli pubblici, ma purtroppo, sembrava inevitabile che la proposta di Hartle e Hawking fosse un disastro.

L’articolo suscitò una polemica. Altri esperti organizzarono una vigorosa difesa dell’idea del non-confine e una confutazione del ragionamento di Turok e colleghi.

“Non siamo d’accordo con le sue argomentazioni tecniche”

ha affermato Thomas Hertog, fisico dell’Università Cattolica di Leuven, in Belgio, che ha collaborato strettamente con Hawking negli ultimi 20 anni della sua vita.

“Ma più fondamentalmente, siamo in disaccordo anche con la sua definizione, il suo quadro teorico, la sua scelta di principi. E questa è la discussione più interessante.”

Dopo due anni di discussioni, i gruppi hanno ricondotto il loro disaccordo tecnico alle diverse convinzioni sul funzionamento della natura. Il dibattito acceso, ma amichevole, ha contribuito a consolidare l’idea che più stuzzicava la fantasia di Hawking.

Persino i critici della formula specifica sua e di Hartle, tra cui Turok e Lehners, stanno elaborando modelli cosmologici quantistici concorrenti che cercano di evitare le presunte insidie ​​dell’originale, pur mantenendone l’immenso fascino.

Abbondano gli interrogativi su come le varie proposte si intersechino con il ragionamento antropico e la famigerata idea del multiverso . La funzione d’onda senza confine, ad esempio, favorisce universi vuoti, mentre per alimentare l’immensità e la complessità sono necessarie quantità significative di materia ed energia.

Hawking sosteneva che la vasta gamma di possibili universi permessa dalla funzione d’onda dovesse essere realizzata interamente in un multiverso più ampio, all’interno del quale solo universi complessi come il nostro avrebbero abitanti in grado di effettuare osservazioni.

Il recente dibattito verte sulla possibilità che questi universi complessi e abitabili siano lisci o fortemente fluttuanti.

In ogni caso forse ci ritroveremo con un’idea dell’essenza del quadro dipinto per la prima volta da Hawking alla Pontificia Accademia delle Scienze.

O forse invece di un non-inizio simile al Polo Sud, l’universo è emerso da una singolarità, richiedendo un tipo di funzione d’onda completamente diverso. In ogni caso, la ricerca continuerà.

“Se stiamo parlando di una teoria della meccanica quantistica, cos’altro c’è da trovare oltre alla funzione d’onda?”

ha chiesto Juan Maldacena , un eminente fisico teorico dell’Institute for Advanced Study di Princeton, nel New Jersey, che è rimasto per lo più fuori dalla mischia recente. La questione della funzione d’onda dell’universo è il tipo giusto di domanda da porre.

“Se stiamo trovando la funzione d’onda giusta, o su come dovremmo pensare alla funzione d’onda, questo è meno chiaro”.

E il dibattito continua…

Perché il peso minuscolo dello spazio vuoto è un mistero così grande?

La quantità di energia che permea lo spazio vuoto sembra troppo piccola per essere spiegata senza un multiverso. Ma i fisici hanno almeno un’alternativa da esplorare.

L’idea controversa che il nostro universo sia solo una bolla casuale in un multiverso infinito e spumeggiante, nasce logicamente dalla caratteristica apparentemente più innocua della natura: lo spazio vuoto. Nello specifico, il seme dell’ipotesi del multiverso è l’inspiegabilmente minuscola quantità di energia infusa nello spazio vuoto – energia nota come energia del vuoto, energia oscura o costante cosmologica. Ogni metro cubo di spazio vuoto contiene solo la quantità di questa energia necessaria ad accendere una lampadina per 11 trilionesimi di secondo. “L’osso nella nostra gola”, come lo definì una volta il premio Nobel Steven Weinberg, è che il vuoto dovrebbe essere almeno un trilione di trilioni di trilioni di trilioni di trilioni di volte più energetico, a causa di tutta la materia e dei campi di forza che lo attraversano. In qualche modo gli effetti di tutti questi campi sul vuoto si equalizzano, producendo una placida immobilità.

Perché lo spazio vuoto è così vuoto?

Sebbene non conosciamo la risposta a questa domanda – il famigerato “problema della costante cosmologica” – l’estrema vacuità del nostro vuoto sembra necessaria per la nostra esistenza. In un universo permeato anche solo leggermente di questa energia gravitazionalmente repulsiva, lo spazio si espanderebbe troppo rapidamente perché strutture come galassie, pianeti o persone possano formarsi. Questa situazione così ben definita suggerisce che potrebbe esserci un numero enorme di universi , tutti con dosi diverse di energia del vuoto, e che abitiamo in un universo a energia straordinariamente bassa perché non potremmo trovarci in nessun altro luogo.

Alcuni scienziati si irritano per la tautologia del “ragionamento antropico” e detestano il multiverso perché non è testabile. Persino coloro che sono aperti all’idea del multiverso vorrebbero avere soluzioni alternative al problema della costante cosmologica da esplorare. Ma finora si è dimostrato quasi impossibile risolverlo senza un multiverso. “Il problema dell’energia oscura è così spinoso, così difficile, che non si hanno ancora una o due soluzioni”, ha affermato Raman Sundrum, fisico teorico dell’Università del Maryland.

Per capirne il motivo, consideriamo cos’è effettivamente l’energia del vuoto. La teoria della relatività generale di Albert Einstein afferma che materia ed energia indicano allo spazio-tempo come curvarsi e la curvatura dello spazio-tempo indica alla materia e all’energia come muoversi. Una caratteristica automatica delle equazioni è che lo spazio-tempo può possedere una propria energia – la quantità costante che rimane quando non c’è altro, che Einstein chiamò costante cosmologica. Per decenni, i cosmologi hanno ipotizzato che il suo valore fosse esattamente zero, dato il tasso di espansione ragionevolmente costante dell’universo e si sono chiesti perché. Ma poi, nel 1998, gli astronomi hanno scoperto che l’espansione del cosmo sta in realtà accelerando gradualmente, il che implica la presenza di un’energia repulsiva che permea lo spazio. Soprannominata energia oscura dagli astronomi, è quasi certamente equivalente alla costante cosmologica di Einstein. La sua presenza fa sì che il cosmo si espanda sempre più rapidamente, poiché, espandendosi, si forma nuovo spazio e la quantità totale di energia repulsiva nel cosmo aumenta.

Tuttavia, la densità dedotta di questa energia del vuoto contraddice ciò che la teoria quantistica dei campi, il linguaggio della fisica delle particelle, afferma sullo spazio vuoto. Un campo quantistico è vuoto quando non vi sono eccitazioni di particelle che lo attraversano. Ma a causa del principio di indeterminazione della fisica quantistica, lo stato di un campo quantistico non è mai certo, quindi la sua energia non può mai essere esattamente zero. Si pensi a un campo quantistico come costituito da piccole molle in ogni punto dello spazio. Le molle si muovono costantemente, perché si trovano sempre entro un intervallo incerto della loro lunghezza di massimo rilassamento. Sono sempre un po’ troppo compresse o allungate, e quindi sempre in movimento, possedendo energia. Questa è chiamata energia di punto zero del campo. I campi di forza hanno energie di punto zero positive, mentre i campi di materia ne hanno negative, e queste energie si sommano e si sottraggono all’energia totale del vuoto.

L’energia totale del vuoto dovrebbe essere all’incirca uguale al maggiore di questi fattori contributivi. (Immaginiamo di ricevere un regalo di 10.000 Euro; anche dopo aver speso 100 Euro o aver trovato 3 Euro sul divano, rimarranno comunque circa 10.000 Euro). Eppure, il tasso di espansione cosmica osservato indica che il suo valore è tra 60 e 120 ordini di grandezza inferiore ad alcuni dei contributi di energia di punto zero, come se tutti i diversi termini positivi e negativi si fossero in qualche modo annullati. Elaborare un meccanismo fisico per questa equalizzazione è estremamente difficile per due motivi principali.

In primo luogo, l’unico effetto dell’energia del vuoto è gravitazionale, quindi ridurla sembrerebbe richiedere un meccanismo gravitazionale. Ma nei primi istanti dell’universo, quando un tale meccanismo avrebbe potuto operare, l’universo era così piccolo fisicamente che la sua energia del vuoto totale era trascurabile rispetto alla quantità di materia e radiazione. L’effetto gravitazionale dell’energia del vuoto sarebbe stato completamente annullato dalla gravità di tutto il resto. Un meccanismo di feedback gravitazionale che regola con precisione l’energia del vuoto nelle condizioni dell’universo primordiale.

A complicare ulteriormente la situazione, i calcoli della teoria quantistica dei campi indicano che l’energia del vuoto avrebbe subito variazioni di valore in risposta ai cambiamenti di fase nell’universo in raffreddamento poco dopo il Big Bang. Ciò solleva la questione se l’ipotetico meccanismo che ha equalizzato l’energia del vuoto sia intervenuto prima o dopo che questi cambiamenti si fossero verificati.

E come avrebbe potuto il meccanismo conoscere l’entità dei loro effetti, per compensarli?

Finora, questi ostacoli hanno vanificato i tentativi di spiegare il peso minuscolo dello spazio vuoto senza ricorrere ad una lotteria del multiverso. Ma recentemente, alcuni ricercatori hanno esplorato una possibile strada: se l’universo non si fosse formato per esplosione, ma avesse invece rimbalzato, in seguito a una precedente fase di contrazione, allora l’universo in contrazione nel lontano passato sarebbe stato immenso e dominato dall’energia del vuoto. Forse un qualche meccanismo gravitazionale avrebbe potuto agire sull’abbondante energia del vuoto di allora, diluendola naturalmente nel tempo. Questa idea ha motivato i fisici Peter Graham, David Kaplan e Surjeet Rajendran a scoprire un nuovo modello di rimbalzo cosmico, sebbene non abbiano ancora dimostrato come avrebbe potuto funzionare la diluizione del vuoto nell’universo in contrazione.

Raphael Bousso ha definito il loro approccio “un tentativo molto valido” e “una lotta informata ed onesta con un problema significativo”. Ha però aggiunto che permangono enormi lacune nel modello e che “gli ostacoli tecnici per colmare queste lacune e farlo funzionare sono significativi. La costruzione è già una macchina di Rube Goldberg, e diventerà, nella migliore delle ipotesi, ancora più complicata quando queste lacune saranno colmate”. Lui ed altri sostenitori del multiverso considerano la loro risposta più semplice, al confronto.

Rube Goldberg machine

Quando filosofia e scienza si scontrano in un universo “finemente sintonizzato”

Quando gli scienziati parlano della possibilità che esistano milioni di multiversi , la consueta domanda “siamo soli nell’Universo” assume un significato completamente nuovo.

Il nostro Universo in continua espansione è incomprensibilmente grande e il suo tasso di crescita sembra accelerare; se così fosse, in realtà si troverebbe in un equilibrio molto delicato. È quindi incredibile che l’universo esista! Cerchiamo di comprendere assieme quest’ultima asserzione.

Nel 2004 il neuroscienziato Christof Koch scrisse:

Tutte le nostre teorie e sperimentazioni dipendono da particolari presupposti filosofici di base. Questa influenza nascosta è un forte imbarazzo per molti ricercatori e quindi non viene spesso riconosciuta. Nozioni fondamentali come realtà, spazio, tempo e causalità, nozioni che si trovano al centro dell’impresa scientifica, si basano tutte su particolari presupposti metafisici sul mondo.

Ciò può sembrare ovvio e fu ritenuto importante da Einstein, Bohr e dai fondatori della teoria quantistica un secolo fa, ma è in contrasto con le opinioni degli scienziati attivi nel dopoguerra. In effetti, i matematici e gli scienziati del XXI secolo sembrano non avere bisogno della filosofia.

I giorni di gloria di Karl Popper il quale sosteneva che la falsificabilità fosse un segno distintivo della buona scienza, e di Thomas Kuhn , che notò il fenomeno dei cambiamenti di paradigma, sono ormai tramontati nella scienza come nelle discipline umanistiche.

Per molti anni, la filosofia scientifica praticata dagli scienziati è rimasta inattiva. Ma forse, oggi, dopotutto, la scienza moderna ha davvero bisogno della filosofia.

Coincidenze cosmiche

I principali fattori trainanti in questo caso sono alcuni sviluppi davvero sconcertanti in fisica e cosmologia. Negli ultimi anni fisici e cosmologi hanno scoperto numerose “coincidenze cosmiche” sbalorditive, esempi notevoli di apparente “messa a punto” dell’universo.

Ecco alcune delle tante che potremmo elencare:

Risonanza del carbonio e forza forte.

Sebbene l’abbondanza di idrogeno, elio e litio sia ben spiegata da noti principi fisici, la formazione di elementi più pesanti, a partire dal carbonio, dipende in modo molto sensibile dall’equilibrio delle forze forti e deboli. Se la forza forte fosse leggermente più forte o leggermente più debole (di appena l’1% in entrambe le direzioni), non ci sarebbe carbonio o altri elementi più pesanti in nessuna parte dell’universo, quindi nessuna forma di vita basata sul carbonio, come la nostra, a cui chiedere il perché.

Il rapporto di massa protone-elettrone.

La massa di un neutrone è leggermente superiore alla massa combinata di un protone, un elettrone e un neutrino. Se il neutrone fosse leggermente meno massiccio, allora non potrebbe decadere senza apporto di energia. Se la sua massa fosse inferiore dell’1%, allora decadrebbero protoni isolati al posto dei neutroni e potrebbero formarsi pochissimi atomi più pesanti del litio.

La costante cosmologica.

Forse l’esempio più sorprendente di fine tuning è il paradosso della costante cosmologica . Questo deriva dal fatto che quando si calcola, sulla base dei principi della meccanica quantistica, la densità di energia del vuoto dell’universo concentrandosi sulla forza elettromagnetica, si ottiene l’incredibile risultato che lo spazio vuoto ha una massa pari a 1.093 g per centimetro cubo. La densità di massa media effettiva dell’universo oscilla tra i 10 e i 28 g per centimetro cubo divergendo di 120 ordini di grandezza dalla teoria.

I fisici, che da anni si preoccupano del paradosso della costante cosmologica, hanno notato che calcoli come quello sopra riportato, coinvolgono solo la forza elettromagnetica e quindi forse, quando si includono i contributi delle altre forze note, tutti i termini si annulleranno esattamente fino a zero, come conseguenza di qualche sconosciuto principio fondamentale della fisica.

Ma queste speranze andarono in frantumi con la scoperta del 1998 che l’espansione dell’universo sta accelerando, il che implicava che la costante cosmologica dovesse essere leggermente positiva.

Ciò significava che i fisici si ritrovarono a dover spiegare il fatto sorprendente che i contributi positivi e negativi alla costante cosmologica, si annullano fino a una precisione di 120 cifre, ma non riescono ad annullarsi a partire dalla 121 esima cifra.

Curiosamente questa osservazione è in accordo con una previsione fatta dal premio Nobel e fisico Steven Weinberg nel 1987, il quale sosteneva, partendo da principi basilari, che la costante cosmologica deve essere pari a zero, con un’approssimazione di una parte su 10120 (e tuttavia essere diversa da zero), altrimenti l’universo, molto tempo fa, si sarebbe disperso troppo velocemente perché si potessero formare stelle e galassie, oppure sarebbe collassato su se stesso.

Il principio antropico

In breve, numerose caratteristiche del nostro universo sembrano fantasticamente calibrate per l’esistenza di vita intelligente. Mentre alcuni fisici si ostinano ancora a sostenere una spiegazione naturale, molti altri stanno ora affrontando l’idea che il nostro universo sia profondamente innaturale , senza alcuna buona spiegazione se non il Principio Antropico : l’universo si trova in questo stato estremamente improbabile, perché se non lo fosse, non saremmo qui a discuterne.

Essi sottolineano inoltre, che lo scenario prevalente del big bang dell’inflazione eterna, suggerisce che il nostro universo sia solo uno dei tanti presenti in un multiverso in continua biforcazione.

La cosmologia inflazionistica, tra l’altro, ha ricevuto un notevole impulso sperimentale con l’annuncio del 17 marzo 2014 della scoperta da parte degli astronomi di onde gravitazionali, segni distintivi dell’inflazione del Big Bang.

In modo simile, la teoria delle stringhe, l’attuale miglior candidato per una “teoria del tutto“, prevede un insieme enorme, ipotizzato in 10500 universi paralleli. Quindi, in un insieme così grande o addirittura infinito, non dovremmo sorprenderci di trovarci in un universo estremamente fine tuned.

Ma per molti scienziati, tale ragionamento è un anatema per la scienza empirica tradizionale. Lee Smolin scrisse nel 2006:

Una teoria scientifica [il paradigma del multiverso/principio antropico/teoria delle stringhe] che non fa previsioni e quindi non è soggetta a esperimenti non può mai fallire, ma una tale teoria non può nemmeno avere successo, finché la scienza rappresenta la conoscenza ottenuta da argomentazioni razionali supportate da prove.

E anche i sostenitori di tali opinioni hanno qualche spiegazione da dare. Ad esempio: se ci sono davvero infiniti universi come il nostro, come sostengono i fisici, come si può definire una “misura di probabilità” su un tale insieme?

In altre parole, cosa significa parlare della “probabilità” che il nostro universo esista nel suo stato osservato?

Ma altri non vedono alternative a qualche forma di multiverso e al Principio Antropico. Il fisico Max Tegmark, nel suo libro Our Mathematical Universe, sostiene che non solo il multiverso è reale, ma che in realtà il multiverso è matematica: tutte le leggi e le strutture matematiche esistono realmente e sono la sostanza ultima dell’universo.

La scienza moderna ha bisogno della filosofia?

In questo contesto, un numero crescente di scienziati chiede interazioni dirette con i filosofi. In un articolo del New Scientist, il cosmologo Joseph Silk esamina queste ed altre questioni, e poi nota che tali problemi, che sondano il significato della nostra stessa esistenza, sono strettamente simili a quelli che sono stati dibattuti dai filosofi nel corso dei secoli.

Quindi forse un nuovo dialogo tra scienza e filosofia può apportare alcune intuizioni di cui c’è tanto bisogno in fisica e in altri campi d’avanguardia come la neurobiologia.

Come spiega Silk,

Tracciare il confine tra filosofia e fisica non è mai stato facile. Forse è giunto il momento di smettere di provarci. L’approccio multidisciplinare è maturo per l’esplorazione.

L’inflazione cosmica…

Poco più di 40 anni fa, una nuova teoria sull’universo primordiale fornì un modo per affrontare contemporaneamente molteplici enigmi cosmologici.

Per Alan Guth, la scoperta delle origini dell’universo iniziò in un’aula magna della Cornell University nell’autunno del 1978.

Fu in quel semestre che Guth, allora postdoc, partecipò ad una serie di conferenze dell’astronomo e fisico Robert Dicke. Nelle sue lezioni, Dicke introdusse una questione cosmologica critica che stava erodendo la teoria del Big Bang: il problema della piattezza.

Il quesito posto dal problema della piattezza è:

perché l’universo appare come appare?

La densità di materia ed energia presenti subito dopo il Big Bang avrebbero dovuto determinare la forma futura dell’universo, ed i parametri che avrebbero prodotto un universo piatto, al contrario di uno curvo, erano estremamente ristretti.

Tuttavia, per quanto possiamo misurare usando diversi metodi, il nostro universo è quasi perfettamente piatto.

Semplicemente aumentando o diminuendo leggermente la densità, in tempi molto remoti, si sarebbe ottenuto un universo fortemente curvato in una direzione o nell’altra. Inoltre, forse in modo preoccupante, entrambe queste opzioni avrebbero potuto precludere la nostra esistenza.

Nel primo secondo dopo il Big Bang,

se l’universo fosse stato meno denso “di una sola cifra nella 14a posizione decimale”, disse Guth, sarebbe stato in gran parte vuoto. Questo perché ci sarebbe stata meno massa a frenare la sua espansione.

D’altro canto, un universo leggermente più denso si sarebbe espanso troppo lentamente, portandolo a collassare su se stesso in un Big Crunch.

Il significato del grafico sopra riportato, è quello di mostrare l’evoluzione del raggio dell’universo osservato nel tempo. Sull’asse delle ascisse (x) abbiamo il tempo espresso in secondi e sull’asse delle ordinate (y) le dimensioni del raggio dell’Universo osservato espresse in metri.

Vediamo quali sono gli elementi Chiave:

Inflationary Period:
E’ rappresentato da una banda verticale ombreggiata sul lato sinistro del grafico, ed indica la rapida espansione dell’universo.

Inflation Theory:
E’ rappresentata da una linea rossa, che suggerisce un aumento improvviso ed esponenziale del raggio dell’universo durante il periodo di inflazione.

Standard Theory:
E’ rappresentata da una linea blu e mostra un aumento più graduale del raggio dell’universo nel tempo.

Present:
L’attuale presente cosmico è segnato da una linea verticale sul lato destro del grafico.

Quali sono le considerazioni che possiamo fare dopo aver esaminato il grafico?

Possiamo considerare il fatto che durante il periodo di inflazione, il raggio dell’universo è aumentato drasticamente secondo quest’ultima, rispetto alla teoria standard che, invece, mostra un aumento più costante.

Questa differenza suffraga le diverse spiegazioni dell’espansione iniziale dell’universo.

Le teorie più diffuse postulavano che l’universo primordiale avrebbe dovuto produrre un numero enorme di particelle pesanti, tra cui i monopoli magnetici.

Il lettore a questo punto si starà domandando: cosa sono i monopoli magnetici?

I monopoli sono particelle teoriche che possiedono una sola carica magnetica, cioè un polo nord o un polo sud, ma non entrambi. Questo concetto è stato proposto per la prima volta dal fisico Paul Dirac nel 1931.

Quali sono le caratteristiche dei monopoli magnetici:

Carica Magnetica Singola: A differenza dei comuni magneti i monopoli magnetici avrebbero solo un polo.

Teorici: Non sono ancora stati osservati sperimentalmente, ma la loro esistenza è prevista da alcune teorie avanzate come la teoria delle stringhe e la teoria della grande unificazione.

Importanza: La scoperta dei monopoli magnetici potrebbe portare a una migliore comprensione delle forze fondamentali dell’universo.

Queste particelle distintive avrebbero dovuto proliferare e restare in giro e dovremmo essere in grado di trovarle oggi. Ma i fisici non ne hanno ancora incontrata nemmeno una.

Guth, insieme all’allora collega postdoc della Cornell Henry Tye, ha esplorato il motivo per cui ciò potrebbe accadere. 

Tye e Guth pensavano che il super raffreddamento estremo potesse spiegare l’apparente mancanza di monopoli magnetici nell’universo. Come spiega Guth,

i monopoli si sarebbero formati quando le torsioni in un campo quantistico caotico si sarebbero congelate in una transizione di fase.

Tuttavia, se la transizione di fase fosse stata ritardata dal super raffreddamento estremo, le torsioni avrebbero potuto appianarsi prima di congelarsi, con conseguente assenza di monopoli.

Fu solo quando, più di un anno dopo, Guth affermò di aver improvvisamente notato un collegamento cruciale tra questa idea e il problema della planarità.

Lo scopo era quello di osservare quale effetto avrebbe avuto il super raffreddamento estremo sulla velocità di espansione nell’universo.

“Rientrai a casa una sera all’inizio di dicembre per elaborare le equazioni che descrivono come il tasso di espansione nell’universo sarebbe stato influenzato dal super raffreddamento della materia”, raccontò Guth.

Ed è stato subito ovvio che avrebbe influenzato enormemente l’espansione dell’universo. Avrebbe spinto l’universo in un periodo di espansione esponenziale, che è ciò che ora chiamiamo inflazione; la stessa notte in cui capì che questa espansione esponenziale avrebbe anche fornito una soluzione al problema della piattezza.

Secondo la teoria dell’inflazione, il tasso di espansione dell’universo è esploso nei suoi primi istanti e poi ha rallentato.

Ciò è accaduto quando un campo quantistico chiamato campo inflatone ha subito una transizione che ha allontanato le cose prima di stabilizzarsi in una fase di gravità normale.

La prima parte, la rapida espansione, avrebbe diluito qualsiasi materia ed energia già presenti quando è iniziata l’inflazione. La seconda parte avrebbe rilasciato successivamente un nuovo lotto. 

L’energia rilasciata era proprio la giusta quantità per spingere l’universo verso la piattezza.

Oltre a offrire soluzioni plausibili ai problemi di piattezza e di monopolo, l’inflazione ha anche contribuito a spiegare un terzo problema: il problema dell’orizzonte. Esso deriva dalle nostre osservazioni della radiazione cosmica di fondo o CMB: il bagliore residuo lasciato dalle prime particelle di luce liberate nell’universo primordiale.

In sostanza, gli scienziati hanno osservato che la CMB ha quasi esattamente la stessa temperatura in tutte le direzioni. Ciò è stato considerato strano perché le parti dell’universo ai bordi opposti del nostro “orizzonte” (per quanto possiamo rilevare dal nostro punto di osservazione sulla Terra) erano distanti troppi anni luce l’una dall’altra per aver mai comunicato tra loro. Non avrebbero dovuto essere in grado di stabilizzarsi in una temperatura media uniforme.

L’inflazione suggerisce che l’intero universo visibile un tempo esisteva come una singola regione, prima che il campo inflatone la spingesse all’espansione. Questa prossimità di origine condivisa spiegherebbe come parti ora disparate dell’universo, potrebbero essersi un tempo mescolate. 

La teoria dell’inflazione è stata ampiamente celebrata, ma una teoria da sola non basta a chiudere il caso sul mistero dell’universo primordiale.

La CMB è di grande interesse per gli scienziati che studiano la teoria dell’inflazione. La rapida espansione avrebbe dovuto produrre onde gravitazionali, che avrebbero lasciato un pattern unico nella CMB chiamato polarizzazione B-mode. Nel 2014, l’esperimento BICEP2 annunciò di aver osservato questo pattern, ma in seguito gli scienziati persero la loro fiducia nel risultato ottenuto. Tuttavia gli esperimenti proseguono ancora e sono sempre alla ricerca della polarizzazione B-mode nella CMB.

C’è un limite ai dati e un limite causale a ciò che possiamo vedere nell’universo, coerente con la velocità finita della luce.

Ma è incredibile quanto possiamo vedere e dedurre, quindi questa incertezza residua non è la fine del mondo.

In realtà, è solo l’inizio!

Come è nato il nostro Universo?

Intraprendiamo oggi un breve viaggio attraverso la storia primordiale del nostro cosmo.

L’universo era un posto molto affollato durante i primi tre minuti. Il cosmo così come lo vediamo oggi si è espanso da un minuscolo granello sino alle sue attuali dimensioni.

Sono apparse le particelle elementari; i protoni e i neutroni si sono combinati, formando i primi nuclei atomici andando a riempire l’universo con i precursori degli elementi che oggi troviamo in abbondanza nel cosmo.  

Grazie allo sviluppo di teorie intelligenti e alla conduzione di esperimenti con acceleratori di particelle, telescopi e satelliti, i fisici sono riusciti a riavvolgere la pellicola dell’universo di miliardi di anni fa e ad intravedere i dettagli dei primissimi momenti della storia della nostra casa cosmica. 

Siete pronti per iniziare il nostro viaggio? Ok, allacciate le cinture e andiamo!

L’epoca di Planck:
Tempo: < 10-44 sec.

Benvenuti all’epoca di Planck, che prende il nome dalla scala più piccola di misurazioni ad oggi possibili nella fisica delle particelle. Questa è attualmente lo strumento che gli scienziati possono utilizzare per avvicinarsi il più possibile all’inizio del tempo. 

I fisici teorici non sanno molto sui primissimi momenti dell’universo. Dopo che la teoria del Big Bang ha guadagnato popolarità, gli scienziati hanno pensato che nei primi momenti il ​​cosmo fosse al suo massimo calore e densità e che tutte e quattro le forze fondamentali (elettromagnetica, debole, forte e gravitazionale) fossero combinate in un’unica forza unificata.

Ma l’attuale quadro teorico principale per l’inizio del nostro universo non richiede necessariamente queste condizioni.

L’universo si espande:
Tempo: da 10-43 sec. a circa 10-36 sec.

In questa fase, gli scienziati ritengono che l’universo abbia subito un’espansione esponenziale superveloce, in un processo noto come inflazione. 

I fisici proposero per la prima volta la teoria dell’inflazione negli anni ’80 per ovviare alle carenze della teoria del Big Bang che, nonostante la sua popolarità, non riusciva a spiegare perché l’universo fosse così piatto e uniforme e perché le sue diverse parti avessero iniziato a espandersi simultaneamente. 

Durante l’inflazione, le fluttuazioni quantistiche potrebbero essersi allungate per produrre uno schema che in seguito ha determinato le posizioni delle galassie. Potrebbe essere stato solo dopo questo periodo di inflazione che l’universo è diventato una palla di fuoco calda e densa come descritto nella teoria del Big Bang.

Le particelle elementari nascono:
Tempo: ~10-36 sec.

Quando l’universo era ancora molto caldo, il cosmo era come un gigantesco acceleratore, molto più potente del Large Hadron Collider, che funzionava a energie estremamente elevate. In esso nacquero le particelle elementari che conosciamo oggi. 

Gli scienziati pensano che siano arrivate per prime le particelle esotiche, seguite da quelle più familiari, come elettroni, neutrini e quark. Non è da escludere che anche le particelle di materia oscura siano apparse durante questa fase del processo evolutivo. 

I quark si combinarono presto, formando i familiari protoni e neutroni, che sono collettivamente noti come barioni. I neutrini furono in grado di sfuggire a questo plasma di particelle cariche e iniziarono a viaggiare liberamente nello spazio, mentre i fotoni continuarono a essere intrappolati dal plasma.

Emergono i primi nuclei:
Tempo: da ~1 sec. a 3 min.

Gli scienziati ritengono che quando l’universo si raffreddò abbastanza da far cessare le violente collisioni, protoni e neutroni si aggregarono nei nuclei degli elementi leggeri (idrogeno, elio e litio), in un processo noto come nucleosintesi del Big Bang. 

I protoni sono più stabili dei neutroni, a causa della loro massa inferiore. Infatti, un neutrone libero decade con un’emivita di 15 minuti, mentre i protoni potrebbero non decadere affatto, per quanto ne sappiamo. 

Quindi, mentre le particelle si combinavano, molti protoni restavano spaiati.

Come conseguenza, l’idrogeno, formato dai protoni che non hanno mai trovato un partner, costituisce circa il 74% della massa della materia “normale” nel nostro cosmo.

Il secondo elemento più abbondante è l’elio, che costituisce circa il 24%, seguito da tracce di deuterio, litio ed elio-3 (elio con un nucleo di tre barioni). 

Gli scienziati sono stati in grado di misurare con precisione la densità dei barioni nel nostro universo. La maggior parte di queste misurazioni sono in linea con le stime dei teorici su quali dovrebbero essere le quantità, ma c’è un problema persistente: i calcoli del litio sono sbagliati di un fattore tre.

Potrebbe essere che le misurazioni siano sbagliate, ma potrebbe anche essere che qualcosa di cui non siamo ancora a conoscenza sia accaduto durante questo periodo di tempo per modificare l’abbondanza di litio.

La radiazione cosmica di fondo è visibile:
Tempo: 380.000 anni.

Centinaia di migliaia di anni dopo l’inflazione, la zuppa di particelle si era raffreddata abbastanza da permettere agli elettroni di legarsi ai nuclei per formare atomi elettricamente neutri. Attraverso questo processo, noto anche come ricombinazione, i fotoni divennero liberi di attraversare l’universo, creando il fondo cosmico a microonde.  

Oggi, la radiazione di fondo cosmico a microonde (CMB,CMBR) è uno degli strumenti più preziosi per i cosmologi, che ne esplorano le profondità alla ricerca di risposte a molti dei segreti più nascosti dell’universo, tra cui la natura dell’inflazione e la causa dell’asimmetria materia-antimateria.  

Poco dopo che la CMB divenne rilevabile, particelle di idrogeno neutro si formarono in un gas che riempì l’universo. Senza alcun oggetto che emettesse fotoni ad alta energia, il cosmo sprofondò nell’età oscura per milioni di anni. 

Le prime stelle brillano:
Tempo: ~100 milioni di anni.

L’epoca oscura terminò con la formazione delle prime stelle e con il verificarsi della reionizzazione, un processo attraverso il quale fotoni altamente energetici strapparono elettroni agli atomi di idrogeno neutri.

Gli scienziati pensano che la stragrande maggioranza dei fotoni ionizzanti sia emersa dalle stelle più antiche. Ma anche altri processi, come le collisioni tra particelle di materia oscura, potrebbero aver giocato un ruolo determinante.

In questo periodo, la materia iniziò a formare le prime galassie. La nostra galassia, la Via Lattea, contiene stelle nate quando l’universo aveva solo diverse centinaia di milioni di anni.

Il nostro sole è nato:
Tempo: 9.2 miliardi di anni.

Il sole è una delle poche centinaia di miliardi di stelle nella Via Lattea. Gli scienziati pensano che si sia formato da una gigantesca nube di gas composta principalmente da idrogeno ed elio.

Oggi:
Tempo: 13.8 miliardi di anni.

Oggi, il nostro cosmo si trova ad una temperatura fredda di 2.7 Kelvin (meno 270.42 gradi Celsius). L’universo si sta espandendo ad un ritmo crescente, in un modo simile (ma di molti ordini di grandezza più lento) all’inflazione.  

I fisici ritengono che sia molto probabilmente l’energia oscura, una misteriosa forza repulsiva che attualmente rappresenta circa il 70% dell’energia del nostro universo, a determinare questa espansione accelerata.

Rientriamo alla base:
Tempo: adesso.

Siamo finalmente ritornati alla nostra amata e bistrattata Terra! E al termine di questo nostro viaggio nel tempo, possiamo dire che, il nostro universo è una sinfonia di caos e ordine, di meraviglia e mistero, un luogo dove ogni cosa esiste per un istante eterno, sospesa nel vasto abbraccio dell’infinito.

Nel prossimo articolo, affronteremo il tema dell’inflazione cosmica. Stay tuned!

Il bosone che la fisica ha quasi rifiutato!

Peter Higgs (1929-2024)

Quando il 4 luglio 2012 i ricercatori del Large Hadron Collider annunciarono la scoperta del bosone di Higgs, il fisico Peter Higgs reagì alla rivendicazione del suo più importante lavoro teorico in modo tipicamente mite, dicendo: “È molto bello avere ragione a volte.“

La scoperta ha innescato festeggiamenti globali nella comunità della fisica delle particelle. Fino ad allora il bosone di Higgs era l’unica particella del Modello Standard della fisica delle particelle che non era ancora stata misurata sperimentalmente.

Cercarlo è stata una motivazione chiave per costruire l’LHC e la domanda determinante per molti ricercatori di fisica delle particelle.

Il suo ritrovamento ha confermato le previsioni di vecchia data sulle particelle fondamentali e sulle forze che governano l’universo. 

La particella di Dio!

Il bosone di Higgs è una particella fondamentale nel Modello Standard della fisica delle particelle, e la sua massa è determinata sperimentalmente.

Il meccanismo di Higgs, che spiega come le particelle acquisiscono massa, coinvolge il campo di Higgs e la sua energia potenziale. L’energia potenziale del campo di Higgs è spesso rappresentata dalla seguente formula:

Dove:

(phi) rappresenta il campo di Higgs
(mu) & (lamba) sono costanti

Questa funzione di energia potenziale ha una forma a “cappello messicano” o “sombrero”, che porta alla rottura spontanea della simmetria e conferisce massa alle particelle attraverso le loro interazioni con il campo di Higgs.

Higgs potential

Nel 2024 la comunità dei fisici si è riunita di nuovo, questa volta per piangere la scomparsa di Higgs all’età di 94 anni.

Non era affatto vero che la particella prevista da Higgs sarebbe stata trovata durante la vita di Higgs.

La struttura matematica che implicava l’esistenza del bosone non specificava quale massa avrebbe posseduto, il che significa che i fisici avrebbero dovuto cercarlo ovunque in un ampio intervallo. 

Gli scienziati finalmente si sono concentrati su di esso 48 anni dopo che Higgs e altri ne avevano proposto l’esistenza. Nessun’altra particella fondamentale ha impiegato così tanto tempo per essere trovata.

Come afferma Reina Camacho Toro, fisica sperimentale delle particelle presso l’Università Paris Cité e il CERN, la storia decennale della previsione e del rilevamento del bosone di Higgs evidenzia “l’importanza di lavorare insieme, così come la comunicazione tra la comunità teorica e la comunità sperimentale”.

Manca il quadro più ampio

Nato a Newcastle upon Tyne, Higgs ha completato il dottorato di ricerca al Kings College di Londra e ha poi continuato le sue ricerche presso l’Università di Edimburgo. Lì pubblicò il suo articolo più famoso, nel 1964.

A quel tempo, il Modello Standard della fisica delle particelle non era ancora stato concepito. 

Standard model of particles

I fisici stavano ancora cercando di dare un senso al serraglio di particelle chiamate adroni che venivano continuamente scoperte nei primi esperimenti con acceleratori e raggi cosmici.

Non sapevano ancora che quelle particelle erano tutte combinazioni di un insieme molto più piccolo di particelle fondamentali, i quark, legate insieme dalla forza forte.

I fisici conoscevano la forza forte, che tiene insieme le particelle che compongono i nuclei degli atomi.

Conoscevano anche la forza debole, che avevano osservato svolgere il suo ruolo determinante nel decadimento radioattivo.

E la nuova teoria dell’elettrodinamica quantistica descriveva chiaramente il modo in cui le cariche elettriche e magnetiche si combinavano nell’interazione elettromagnetica. 

I fisici tentarono di trovare una teoria del campo analoga per combinare le forze forti e deboli, ma non riuscirono a realizzarla.

Il problema era legato alle particelle portatrici della forza debole, chiamate bosoni W e Z.

Mentre tutte le altre particelle portatrici di forza sono prive di massa, i bosoni W e Z non lo sono. 

I fisici non sono riusciti a capire perché i bosoni W e Z fossero diversi. Perché erano le uniche particelle portatrici di forza dotate di massa?

Le insolite particelle hanno rotto una simmetria in natura!

Nel 1964 Higgs pubblicò un articolo in cui spiegava come la simmetria avrebbe potuto essere rotta.

Per dirla in modo molto più semplice, immaginate che l’universo primordiale fosse riempito da un campo simmetrico ma instabile, responsabile di fornire masse di particelle che possono, con il tempo, stabilizzarsi in uno stato più stabile.

Questa trasformazione avrebbe potuto mantenere la simmetria matematica delle equazioni che spiegano le diverse forze, ma ha invece prodotto una differenza osservabile tra le particelle che trasportano quelle forze.

Il campo brevemente instabile, ora noto come campo di Higgs, ha reso possibile la presenza di enormi quantità di bosoni W e Z.

Higgs sviluppò ulteriormente le sue idee in un articolo successivo, in cui delineava quello che alla fine sarebbe stato riconosciuto come “il modello di Higgs“.

La rivista accademica Physics Letters inizialmente rifiutò l’articolo a causa della percepita mancanza di urgenza nel pubblicizzare la teoria.

Dopo aver ricevuto questa notizia, Higgs revisionò il documento. Attirò l’attenzione sulla possibilità che questo campo fosse associato ad un bosone massiccio a cui alludevano, anche in un articolo scritto, i fisici teorici Francois Englert e Robert Brout.

Il nuovo bosone sarebbe stato diverso da tutti gli altri: tutti avrebbero avuto una proprietà chiamata spin, mentre il nuovo bosone avrebbe avuto spin zero.

In questo modo Higgs, aveva dato ai fisici sperimentali un modo per dimostrare che la teoria era corretta. Non restava che aprire la caccia al nuovo bosone!

Physics Letters accettò l’articolo, ma ci vollero anni prima che la comunità di ricerca gli prestasse molta attenzione. 

Una scoperta enorme

La ricerca del bosone di Higgs ha occupato la fisica delle particelle per gran parte della seconda metà del ventesimo secolo e fino al ventunesimo secolo.

Tuttavia la sua scoperta è solo la prima scena nella storia della particella, con molti capitoli importanti ancora da scrivere. 

Anche i fatti fondamentali sulla particella devono ancora essere stabiliti, ad esempio se il bosone è una particella fondamentale o ha una struttura interna.

I fisici teorici sono oggi interessati ad approfondire l’accoppiamento trilineare di Higgs, una misurazione che fornirebbe informazioni cruciali su come i bosoni di Higgs vengono prodotti in coppia all’interno del Modello Standard.

Dal punto di vista sperimentale, l’enorme quantità di dati raccolti durante la seconda fase dell’LHC ha permesso agli esperimenti ATLAS e CMS del CERN di stabilire con precisione come l’Higgs si accoppia con particelle fondamentali come il quark top, il quark bottom e il leptone tau.

Ma c’è ancora molto lavoro da fare. Come sottolinea Camacho Toro, “ci sono altri accoppiamenti che non abbiamo ancora osservato, come ad esempio gli accoppiamenti ai quark charm o gli accoppiamenti addirittura con gli elettroni o i muoni“.

Il bosone di Higgs continuerà a confermare le previsioni dei teorici o a costringerli a fornire nuove spiegazioni.

Tuttavia una cosa è certa: la ricerca sull’Higgs rimane un campo vivace, sia sul fronte sperimentale che su quello teorico.

The God particle!

Raggi Gamma: superare i limiti

I raggi gamma cadono all’estremità energetica più alta dello spettro elettromagnetico e si sovrappongono ai raggi X ad alta energia. Mentre i raggi X vengono emessi nei processi in cui gli elettroni effettuano transizioni da un livello energetico ad un altro, i raggi gamma vengono tipicamente emessi da transizioni che hanno luogo all’interno del nucleo atomico stesso o da particelle che vengono accelerate fino a energie molto elevate.

Raggi Gamma
Raggi X

L’astronomia a raggi gamma ci porta direttamente nella fisica più tagliente e violenta dell’Universo. Questi, come i raggi X, vengono in gran parte assorbiti dall’atmosfera. I primi dati provenivano dal satellite Explorer 11 lanciato nel 1961, che rilevò meno di 100 fotoni di raggi gamma, quanto basta per suggerire l’esistenza di uno sfondo di radiazioni di basso livello che gli scienziati attribuirono all’interazione di particelle cariche ad alta energia (raggi cosmici) con il gas del mezzo interstellare.
Singole sorgenti di raggi gamma furono osservate per la prima volta negli anni ’70, anche se confrontarle con oggetti visti in altre lunghezze d’onda fu molto difficile perché la risoluzione dei rilevatori di raggi gamma era molto scarsa. Ancora oggi circa la metà delle sorgenti di raggi gamma conosciute rimangono non classificate ed è un mistero, nonostante l’ottimo lavoro di osservatori veterani come il Compton Gamma Ray Observatory che ha osservato il cielo dei raggi gamma per quasi dieci anni dal 1991 al 2000.

Gamma Ray Burst

Brevi e intense esplosioni di raggi gamma, ora note per essere più luminose di un milione di trilioni di Soli, furono scoperte alla fine degli anni ’60 dai satelliti della difesa, alla ricerca di raggi gamma prodotti durante i test nucleari. Questi lampi di raggi gamma sono sorprendentemente comuni, con eventi rilevati due o tre volte alla settimana e sono stati oggetto di studi intensivi.
Le esplosioni possono durare da qualche millisecondo fino a un minuto, e si pensa che molte delle esplosioni più lunghe siano collegate a supernove ad altissima energia -a volte conosciute come ipernovae- ed al collasso di stelle luminose, a combustione rapida e di breve durata, vissute per formare buchi neri al termine della loro vita.
Il satellite BeppoSAX è riuscito ad identificare il “bagliore residuo” di alcuni di questi lampi di raggi gamma sotto forma di tracce di radiazioni di energia inferiore, sia raggi X o anche luce visibile che persistono dopo i lampi originali. Questo ha permesso agli astronomi di stabilire che le sorgenti di queste esplosioni si trovavano ben oltre il nostro gruppo locale di galassie, a distanze di otto miliardi di anni luce ed oltre.
Ulteriori progressi nella comprensione, e forse alcuni suggerimenti sul meccanismo dietro i lampi di raggi gamma più brevi e avvolti ancora nel mistero, sono arrivati ​​dal satellite Swift della NASA, lanciato nel 2004. SWIFT è in grado di fornire le coordinate ai telescopi a raggi X e a luce visibile su una nuova raffica di raggi gamma entro un minuto e in questo modo è riuscito a catturare una stella mentre esplode.

Le immagini del telescopio Swift negli spettri ultravioletti/ottici (bianco, viola) e ai raggi X (giallo e rosso) sono state combinate in questa vista di GRB 110328A. L’esplosione è stata rilevata solo dai raggi X, raccolti in un periodo di 3,4 ore il 28 marzo 2011.

Altri strumenti come INTEGRAL e il telescopio spaziale GLAST appena lanciati, così come il telescopio MAGIC nelle Isole Canarie, stanno inaugurando una rivoluzione nell’astronomia dei raggi gamma poiché la loro risoluzione e sensibilità migliorate, consentiranno agli astronomi di sondare i segreti dei buchi neri, delle stelle di neutroni ed altre sorgenti di raggi gamma.

Pulsar ad alta energia

“I fotoni dei raggi X e dei raggi gamma possono essere in numero inferiore rispetto ai loro omologhi prodotti dagli altri livelli dello spettro, ma la loro capacità di illuminare gli oggetti più esotici e bizzarri dell’Universo li rende uno strumento inestimabile per gli astronomi“

La rivoluzione dei raggi X e delle alte energie ha senza dubbio cambiato drasticamente la nostra visione dell’Universo grazie ai primi esperimenti di osservazione dei raggi X di provenienza extraterrestre.
Sono state scoperte migliaia di sorgenti di raggi X e numerosi altri oggetti caratterizzati da processi ad alta energia. Questi processi sono spesso associati alla “fisica estrema”: campi gravitazionali e magnetici estremamente forti che accelerano le particelle a energie relativistiche, gas riscaldato a temperature di centinaia di milioni di gradi e oggetti esotici come stelle di neutroni e buchi neri.
Le scale temporali sono spesso brevi, indicando oggetti molto compatti. Le alte energie e le corte lunghezze d’onda associate rendono le osservazioni dei raggi X lo strumento preferito per sondare la fisica delle stelle di neutroni, le vicinanze dei buchi neri e il gas caldo tra le galassie.
I raggi X ci hanno permesso di esplorare corone stellari attive e di individuare stelle molto calde associate alle enormi regioni di gas caldo note come “superbolle” che sono state presumibilmente riscaldate da intensi venti stellari. A caccia di buchi neri, è stato scoperto ed esplorato un enorme zoo esotico di stelle binarie a raggi X.
L’astronomia a raggi X rappresenta ancora lo strumento più promettente per studiare l’esistenza, le proprietà e gli effetti dei buchi neri nell’Universo . Osservando in notevole dettaglio i resti di supernova, le galassie e, non ultimo, i nuclei attivi delle galassie, si sono accumulate prove del fatto che queste galassie attive sono guidate da buchi neri supermassicci. Vengono affrontati anche altri enigmi. Gli studi a raggi X sugli ammassi di galassie hanno trovato nuove prove sull’esistenza della materia oscura e sulle sue proprietà.
All’estremità energetica più alta dello spettro elettromagnetico, nuovi telescopi spaziali come GLAST hanno dato all’astronomia dei raggi gamma nuovo impulso nella ricerca per comprendere i lampi di raggi gamma e individuare oggetti sfuggenti di raggi gamma in tutto l’Universo.

Immagine di Sagittarius A* il buco nero supermassiccio al centro della nostra Galassia, realizzata con la più lunga esposizione ai raggi X di quella regione fino ad oggi. Oltre a Sagittarius A* nella regione sono state rilevate più di duemila altre sorgenti di raggi X, rendendo questo uno dei campi più ricchi mai osservati.

L’Universo delle alte energie e dei raggi X… Parte III

Il Sistema Solare

Sebbene la superficie solare a 5.500 °C, irradia la luce che illumina e riscalda la Terra, le sue tenui ed estese regioni esterne della sua atmosfera, possono raggiungere temperature di circa due milioni di gradi.

Questa corona solare è riscaldata da onde che si generano negli strati turbolenti superiori del Sole e si propagano verso l’esterno depositando la loro energia ben al di sopra della superficie visibile.

Man mano che ci si allontana, la corona si espande fino a diventare il vento solare che pervade il Sistema Solare e, guidato dai campi magnetici, influenza tutti i pianeti e i loro satelliti.

Normalmente gli astronomi possono studiare chiaramente questi fenomeni energetici nell’atmosfera solare esterna solo nei raggi ultravioletti o X, sebbene durante le eclissi solari totali alcuni fenomeni possano essere visti nella luce visibile e infrarossa.

Tale attività può includere occasionali eventi superenergetici chiamati brillamenti solari o Solar flares, che possono influenzare anche noi sulla Terra, interrompendo le comunicazioni e producendo sorprendenti manifestazioni aurorali vicino ai poli.

GAS caldo a milioni di gradi sul Sole.
Questa è l’immagine di un brillamento solare scattata dal satellite TRACE della NASA. TRACE è stato puntato verso il bordo del Sole e ha acquisito l’immagine in una luce proprio al confine tra i raggi X e l’ultravioletto (luce ultravioletta estrema).

Le osservazioni dei raggi X della Luna iniziate negli anni sessanta, hanno contribuito ad arricchire le nostre conoscenze sulle dinamiche delle galassie con nuclei attivi ed hanno aperto la strada a nuove scoperte in questa area di ricerca.

Questa immagine della Luna è stata scattata dal satellite ROSAT PSPC il 29 giugno 1990.

In effetti, la Luna fu l’obiettivo di una delle primissime ricerche di raggi X oltre la Terra e il Sole da parte di Riccardo Giacconi e dei suoi collaboratori nel 1962.

Sebbene questo esperimento aveva come target principale la Luna, esso portò alla scoperta di una sorgente di raggi X al di fuori del Sistema Solare, chiamata Scorpius X-1.

E’ una sorgente di raggi X situata a circa 9000 anni luce di distanza nella costellazione dello Scorpione. E’ stata la prima sorgente di raggi X extrasolare scoperta e, al di fuori del Sole, è la sorgente di raggi X persistente (1-10 keV) più brillante nel cielo.

Tuttavia, altri pianeti nel Sistema Solare sono stati rilevati nei raggi X.

Su Giove, le manifestazioni aurorali possono essere viste vividamente vicino ai poli.

Le tonalità viola in questa immagine mostrano le emissioni di raggi X provenienti dalle aurore di Giove, rilevate dal telescopio spaziale Chandra della NASA nel 2007. Sono sovrapposte a un’immagine di Giove scattata dal telescopio spaziale Hubble della NASA. Giove è l’unico pianeta gigante gassoso in cui gli scienziati hanno rilevato aurore a raggi X.

Al contrario, su Saturno, il bagliore dei raggi X è più luminoso lungo l’equatore del pianeta.

Chandra ha osservato Saturno per circa 20 ore nell’aprile del 2003. Lo spettro, o distribuzione dell’energia dei raggi X, è risultato molto simile a quello dei raggi X del Sole.

È noto che molti oggetti del Sistema Solare emettono raggi X. Emissione di raggi X soft (0,1-2 keV) è stata rilevata dal Sole e da 5 pianeti (Venere, Terra, Marte, Giove e Saturno), oltre a diversi satelliti di pianeti e comete attive.

Ne sono responsabili numerosi meccanismi, tra cui lo scambio di carica e la fluorescenza.

Lo scambio di carica si verifica quando un atomo ionizzato si scontra con un atomo o una molecola neutra e cattura un elettrone in uno stato eccitato che decadendo emette un raggio X ad una lunghezza d’onda caratteristica.

Quest’ultima si forma quando i raggi X provenienti dal Sole colpiscono atomi di elementi come l’ossigeno presenti nell’atmosfera del pianeta, e questa radiazione viene riemessa ad una lunghezza d’onda caratteristica che identifica quegli elementi specifici.

Marte che risplende ai raggi X in questa immagine catturata dal telescopio orbitante XMM-Newton dell’ESA.
Venere ai raggi X in questa doppia immagine nello spettro del visibile e ai raggi X.

Venere ai raggi X sembra simile a Venere nella luce visibile, ma ci sono differenze importanti.

La Venere nel visibile è dovuta alla riflessione della luce solare e, per le posizioni relative di Venere, Terra e Sole durante queste osservazioni, mostra una mezzaluna uniforme che è più luminosa verso il centro.

La Venere ai raggi X è poco meno di una mezzaluna e più luminosa sui bordi.
Le differenze sono dovute ai processi attraverso i quali Venere brilla nella luce visibile e nei raggi X.

I raggi X di Venere sono prodotti dalla fluorescenza, piuttosto che dalla riflessione.

I raggi X solari bombardano l’atmosfera di Venere, espellendo gli elettroni dalle parti interne degli atomi ed eccitando gli atomi ad un livello energetico più elevato.

Gli atomi ritornano quasi immediatamente al loro stato energetico inferiore con l’emissione di raggi X fluorescenti.

Un processo simile che coinvolge la luce ultravioletta produce la luce visibile delle lampade fluorescenti.

Spettacolare immagine della Terra ripresa dal satellite Integral dell’ESA, di una aurora ai raggi X.

Dal 2002 il satellite Integral dell’ESA scruta i cieli intorno alla Terra alla ricerca di segnali di radiazioni ad alta energia, osservando le particelle emesse da fenomeni estremi come buchi neri, stelle di neutroni ed esplosioni di supernova. Il 10 novembre 2015, la sonda ha individuato casualmente qualcosa di particolarmente interessante e un po’ più vicino a casa: intense aurore che danzano attorno al polo nord della Terra.

L’immagine precedente è un singolo fotogramma di una sequenza più lunga di immagini e mostra le aurore che formano un semicerchio approssimativo alle latitudini settentrionali della Terra. Le aurore sono state avvistate per la prima volta intorno alle 11:00 GMT intorno alla Siberia orientale, a nord del Giappone, e successivamente osservate indugiare su un’area più ampia sul lato opposto del pianeta, sopra il Canada e la Groenlandia.

Integral si stava inizialmente preparando per la ricerca astronomica quando ha osservato questa aurora; la sonda stava progettando di osservare i cieli alle lunghezze d’onda dei raggi X per misurare qualcosa noto come fondo cosmico di raggi X, un livello diffuso di radiazione che pervade il cosmo ed è collegato a eventi ad alta energia come i buchi neri che divorano il materiale nelle loro vicinanze in galassie lontane. Questo sfondo è sottile e difficile da rilevare e in questo caso, le aurore inaspettatamente forti che illuminano la Terra, lo hanno soffocato.

Tuttavia, le osservazioni erano tutt’altro che sprecate. Potrebbero essere conosciute per i loro spettacoli di luci mozzafiato, ma le aurore possono rivelare molto sullo spazio che circonda il nostro pianeta. Si creano quando le particelle del vento solare entrano negli strati superiori della nostra atmosfera e interagiscono con la materia, innescando esplosioni di luce e riempiendo il cielo con i loro caratteristici fogli di colore scintillanti e increspati.

Le aurore sono transitorie e difficili da prevedere; Catturare un esempio così intenso con Integral ha aiutato gli scienziati a comprendere meglio la distribuzione e la quantità di particelle cariche che circondano il nostro pianeta e a caratterizzare l’interazione tra il Sole e la nostra magnetosfera, la regione dello spazio su cui domina il campo magnetico della Terra.

Concludo questa dissertazione, lasciandovi alla visione di questo spettacolare e rilassante video dell’aurora boreale.

Nel prossimo post, ci spingeremo fino ai limiti dello spettro elettromagnetico, introducendo i raggi Gamma.

Stay tuned!

L’Universo delle alte energie e dei raggi X… Parte II

Nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri.

Eccoci nuovamente qui a proseguire la nostra chiacchierata sulle sorgenti a raggi X presenti nel nostro Universo. Tra quelle compatte possiamo annoverare le nane bianche, le stelle di neutroni e i buchi neri. Il gas che fluisce nell’intensa attrazione gravitazionale di questi oggetti viene riscaldato dall’attrito a milioni di gradi durante la sua caduta. Alcuni tipi di stelle binarie possono contenere uno di questi oggetti ultracompatti che danza assieme ad una compagna molto più grande in grado di fornirgli il materiale la cui caduta provoca emissioni luminose ai raggi X. La radiazione emessa da un tale corpo caldo è estremamente intensa, tanto che i raggi X possono essere visti da regioni molto piccole. Spesso gli oggetti più freddi devono essere molto grandi per essere visualizzati nei telescopi poiché irradiano a lunghezze d’onda più lunghe e meno energetiche. Questa capacità di addentrarsi nelle zone più interne di alcuni degli oggetti più bizzarri ed energetici dell’Universo è un potente incentivo a costruire telescopi a raggi X sempre più sensibili.

Cygnus X-1 si trova a circa 10.000 anni luce dalla Terra. È uno dei luoghi più violenti della nostra Galassia. Il buco nero, Cygnus X-1, contiene circa cinque volte la massa del Sole, compressa in una minuscola sfera di pochi chilometri di diametro. A causa della sua densità, possiede un enorme campo gravitazionale, che allontana la materia dalla sua stella compagna, HDE 226868. La compagna è una stella massiccia, nota come supergigante blu. Ha una temperatura superficiale estremamente calda di 30.000 °C. Quando il gas si muove a spirale verso il buco nero, si riscalda ulteriormente ed emette raggi X e raggi gamma.

Galassie attive

Stranamente, un’immagine a raggi X della Luna ha portato gli astronomi a comprendere meglio la natura delle galassie in tutto l’Universo. Una straordinaria immagine scattata nel 1990 dal satellite ROSAT mostra chiaramente il disco della Luna, con un lato illuminato dai raggi X riflessi dal Sole e l’altro visto in sagoma oscurata contro quello che sembra essere un cielo con lo sfondo luminoso a raggi X. Per molti anni non è stato chiaro cosa potesse produrre esattamente questo fondo cosmico di raggi X. È un bagliore uniforme come il fondo cosmico a microonde visto nello spettro del radio, o proviene da una moltitudine di deboli sorgenti individuali? Questo background è stato rilevato dai primi esperimenti missilistici nei primi anni ’60 e il mistero è persistito per decenni.

Questa straordinaria immagine a raggi X della Luna è stata scattata nel 1990 dal satellite ROSAT e mostra i singoli rilevamenti di raggi X nella fotocamera come punti. A prima vista si vede la parte luminosa della Luna che riflette i raggi X del Sole, ma se si guarda più da vicino si può vedere il lato oscuro della Luna ombreggiare su uno sfondo di oggetti che emettono raggi X (il segnale più debole “di fronte “della parte oscura del disco lunare si pensa che sorga nelle parti più esterne dell’atmosfera terrestre).

Mano a mano che il potere risolutivo dei telescopi a raggi X migliorava, divenne evidente che, a differenza del fondo cosmico a microonde realmente diffuso, il fondo a raggi X sembrava essere in gran parte composto da singole sorgenti distribuite in modo molto uniforme nel cielo. Se la radiazione avesse avuto origine nella nostra Via Lattea, tale uniformità sarebbe stata difficilmente comprensibile e quindi si è ipotizzato che le sorgenti fossero a grandi distanze dette anche “cosmologiche”. Ora è diventato chiaro che la maggior parte della radiazione ha origine in galassie attive che emettevano raggi X quando l’Universo si trovava nel pieno della sua mezza età.

Anche alcune galassie relativamente vicine emettono grandi quantità di radiazioni X. In molte di esse, questa radiazione sembra essere associata al rilascio di energia dal materiale che circonda i buchi neri supermassicci che potrebbero risiedere al centro di esse. Quando questo buco nero è in attività ed irradia, viene chiamato nucleo galattico attivo o AGN. Solo una piccola parte delle galassie a noi vicine ha buchi neri sempre in attività. Tuttavia, questa frazione sembra essere stata più grande nel Medioevo cosmico, come si può vedere nell’immagine del XMM-Newton Deep Field nella figura seguente.

Una visione attuale molto profonda, con oltre cento ore di esposizione e quasi tre diametri lunari, di parte del cielo a raggi X visto dal satellite XMM-Newton dell’ESA. Questo mostra come lo sfondo dei raggi X si scompone in sorgenti discrete che differiscono l’una dall’altra per “colore”. In questa immagine, il blu codifica le sorgenti che contengono un’alta percentuale di raggi X ad alta energia chiamati “duri” mentre il rosso rappresenta quelli dominati dai raggi X a bassa energia chiamati “morbidi”.

Questo sembra essere stato un momento speciale nella storia dell’Universo, abbastanza tardi affinchè i buchi neri al centro delle galassie diventassero grandi, ma abbastanza presto perché le galassie fossero ancora molto ricche di gas per alimentare l’attività. Oggi il gas nelle galassie è più stabile e raramente si avvicina abbastanza da alimentare il buco nero al centro e creare un AGN.

Cluster di Galassie

Le galassie non sono solitarie, ma tendono a formarsi in ammassi, a volte contenenti centinaia o addirittura migliaia di membri. Attraverso la storia cosmica crescono attraendo gravitazionalmente singole galassie e piccoli gruppi di galassie. Tali ammassi sono anche fonti significative di luce a raggi X. Infatti, più grande è l’ammasso, più luminoso appare generalmente il bagliore diffuso dei raggi X.

Un’immagine dell’ammasso di galassie MS0735.6+742, a circa 2,6 miliardi di anni luce di distanza nella costellazione della Giraffa. La vista in luce visibile presa con Hubble nel 2006 mostra l’ammasso di galassie (in bianco) insieme ad alcune galassie sullo sfondo e stelle in primo piano. L’immagine dell’Osservatorio Chandra (in blu) mostra la distribuzione di cinquanta milioni di gradi di gas che pervade l’ammasso ad eccezione delle enormi cavità – quasi sette volte il diametro della Via Lattea – nella parte sinistra e destra dell’immagine, che sono piene di particelle cariche di velocità e un campo magnetico. Una combinazione che emette in modo efficiente onde radio. L’immagine radio (violetto) proviene dal VLA nel New Mexico. Il processo che alimenta l’emissione radio – getti dal buco nero supermassiccio centrale – ha spinto da parte il gas del peso di circa mille miliardi di volte la massa del Sole.
Tradizionalmente le immagini a raggi X di ammassi di galassie hanno mostrato distribuzioni relativamente uniformi di gas molto caldo (da dieci a cento milioni di gradi). Questa immagine dell’ammasso galattico di Perseo, scattata con l’osservatorio a raggi X Chandra, racconta una storia diversa. Enormi anelli luminosi, increspature e striature simili a getti sono evidenti nell’immagine. I filamenti blu scuro al centro sono probabilmente dovuti a una galassia che è stata fatta a pezzi e sta cadendo nella galassia gigante centrale la NGC 1275. Si presume che la pressione del gas caldo sia bassa in alcune aree dell’ammasso, a causa di bolle invisibili ad alta energia che hanno spostato le particelle del gas. I pennacchi sono dovuti allo sfiato esplosivo nelle vicinanze del buco nero supermassiccio. Lo sfiato produce onde sonore che riscaldano il gas nelle regioni interne dell’ammasso e ne impediscono il raffreddamento e la formazione di stelle ad alta velocità. Questo processo ha rallentato la crescita di una delle galassie più grandi dell’Universo. L’immagine fornisce un drammatico esempio di come un buco nero relativamente piccolo, ma massiccio, al centro di una galassia possa controllare il riscaldamento e il raffreddamento del gas ben oltre i confini della galassia stessa.

A volte ci vuole qualcosa che puoi vedere per aiutarti a capire qualcos’altro che non puoi vedere. È il caso della cosiddetta materia oscura nelle galassie e negli ammassi. Gli astronomi che misurano i moti delle stelle nelle galassie e delle galassie negli ammassi, calcolano che ci deve essere molta più massa intorno ad esse rispetto alla quantità di materia che possiamo vedere, anche usando l’intero spettro elettromagnetico. Per questo gli è stato dato il nome di “Materia oscura” – in parte perché non possiamo vederla, ma forse più come segno della nostra ignoranza sulla sua vera natura. Un lavoro svolto dagli scienziati nello spettro dei raggi X e pubblicato nel 2006, tuttavia, ha contribuito a confermare la realtà della materia oscura e a darci maggiori informazioni sulle sue proprietà. Gli astronomi hanno assemblato l’immagine composita del “Bullet Cluster” sotto riportata.

Bullet Cluster image

Questo è in realtà composto da due ammassi in collisione, molti dei quali possono essere visti nell’immagine di sfondo a luce visibile. Sovrapposti a questo vi sono l’emissione di gas a raggi X (rosso) e una mappa della maggior parte della massa dell’ammasso (blu). La concentrazione di massa viene determinata utilizzando l’effetto della lente gravitazionale per indicare dove la luce delle galassie sullo sfondo dietro l’ammasso proiettile è maggiormente distorta dalla massa dell’ammasso. Dove la distorsione è maggiore, il Bullet Cluster deve avere la massa maggiore.

L’offset tra il gas (rosso) a raggi X e la misurazione della massa (blu) mostra una sorprendente differenza tra la materia normale e quella oscura nei due ammassi. Il grumo rosso a forma di proiettile sulla destra è il gas caldo di un ammasso, che è passato attraverso il gas caldo dell’altro ammasso più grande durante la collisione. Entrambe le nubi di gas sono state rallentate da una forza di trascinamento, simile alla resistenza dell’aria, durante la collisione. Al contrario, la materia oscura non è stata rallentata dall’impatto perché – a quanto pare – non interagisce direttamente con se stessa o con il gas se non attraverso la gravità. Pertanto, durante la collisione i grumi di materia oscura dei due ammassi si sono mossi davanti al gas caldo, producendo la separazione della materia oscura da quella visibile. Questo risultato è una prova diretta che la maggior parte della materia negli ammassi è oscura e molto diversa dalla materia normale!

Per il momento ci fermiamo qui. Nel prossimo post concluderemo il nostro viaggio a cavallo dei raggi X, esplorando anche la parte di Universo più vicina a noi: il sistema solare. Stay tuned!