L’UNIVERSO: struttura ed evoluzione

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1 L’UNIVERSO: struttura ed evoluzione
 La struttura dell’Universo  Il Big Bang Problemi aperti

2 STRUTTURA DELL’UNIVERSO
LA STRUTTURA DELL’UNIVERSO

3 La struttura dell’Universo
Le galassie si presentato in genere riunite in gruppi di alcune decine, in ammassi con migliaia di componenti i quali fanno parte di strutture ancora più grandi, dette superammassi, composte da dozzine di ammassi e disposte a formare lunghi filamenti. Recenti osservazioni danno per l’Universo una struttura a “schiuma” formata da bolle vuote sulle cui pareti si dispongono i filamenti dei superammassi.

4 GRANDE NUBE DI MAGELLANO PICCOLA NUBE DI MAGELLANO

5 LA GALASSIA DI ANDROMEDA
Con le due galassie satellite M32 sopra, M110 sotto

6 LA GALASSIA DEL TRIANGOLO M33

7 Moti della Terra Il moto proprio del Gruppo Locale è sovrapposto a moti relativi su scala più piccola. Un osservatore sulla Terra deve effettuare correzioni per il moto di rivoluzione del pianeta intorno al Sole, alla velocità di 30 km/s (a), per il moto del sistema solare intorno al centro della Via Lattea, alla velocità di 230 km/s (b), e infine pr il moto di avvicinamento della Via Lattea stessa alla galassia di Andromeda alla velocità di 40 km/s (c). Contemporaneamente, l'intero Gruppo Locale si sta spostando alla velocità di 600 km/s. L’attrazione dell’ammasso della Vergine può spiegare una delle componenti del moto, ma un'altra, di entità maggiore, è diretta verso il superammasso in Idra-Centauro, che è a sua volta in movimento. Alcuni risultati inducono a credere che il Gruppo Locale, l'ammasso della Vergine e il superammasso in Idra-Centauro (e molte altre galassie) siano sottoposti all'attrazione gravitazionale di una vasta concentrazione di galassie, il Grande Attrattore, posta a distanza circa doppia di quella del superammasso.

8 La struttura dell’Universo
Esistono diversi tipi di ammassi: i più ricchi e densi hanno forma tondeggiante, quelli meno numerosi hanno forma appiattita ed irregolare.

9 ABELL 2218 (DRACO 2 Gal) - LENTE GRAVITAZIONALE

10 La struttura dell’Universo
Sovrapposizione di 342 esposizioni da parte di HST tra il 18 e il 28 dicembre L’immagine mostra circa galassie nelle profondità dell’Universo e ricopre una zona di cielo pari a quella che copre 1 eurocent a circa 20 m di distanza in direzione dell’Orsa Maggiore.

11 La struttura dell’Universo

12 La struttura dell’Universo

13 La struttura dell’Universo
La distribuzione in gruppi, ammassi e superammassi delle galassie porta con sé informazioni sull'Universo primordiale. Se la distribuzione della materia nella fase precedente alla formazione delle galassie era uniforme, come lasciavano intendere i primi dati del satellite COBE, per avere la struttura attuale sarebbe stato necessario un tempo maggiore dell’età stimata per l’Universo. Misure più recenti della distribuzione della Radiazione Cosmica di Fondo hanno evidenziato delle strutture iniziali che giustificano la struttura attualmente osservata.

14 La struttura dell’Universo
Immagine del satellite COBE inizio anni ‘90 Immagine satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) inizio 2003

15 Distribuzione della materia oscura
ABELL 2218 (DRACO 2 Gal) - LENTE GRAVITAZIONALE Per realizzare questa simulazione sono state prese in considerazione galassie

16 LA DETERMINAZIONE DELLE
DISTANZE

17 La determinazione delle distanze
Agli inizi del 1900 ancora non si conosceva nulla sulla struttura dell’Universo, era addirittura ancora aperto il dibattito sulla natura della nebulose. Una scoperta fondamentale è legata ad Henrietta Swan Leavitt che scoprì la relazione periodo-luminosità delle variabili cefeidi e ciò ha permesso di effettuare misure della distanza di galassie attraverso misure indirette. Questi metodi si basano sulla individuazione di oggetti celesti appartenenti alle galassie stesse per i quali si ritiene di conoscere con discreta precisione la magnitudine assoluta M. Misurata da Terra la magnitudine relativa m per determinare la distanza è possibile applicare la relazione:

18 La determinazione delle distanze
Questi oggetti sono detti anche indicatori di distanza cosmologici o anche candele standard. Si usa classificare gli indicatori in tre fasce: indicatori primari, secondari e terziari. Gli indicatori primari vengono utilizzati per misurare le distanze degli oggetti fuori della nostra galassia, la cui magnitudine può essere fissata attraverso l’osservazione degli oggetti della nostra galassia. I secondari sono quelli che per la calibrazione dipendono dalla conoscenza della distanza di galassie vicine misurata attraverso gli indicatori primari. I terziari sono quelli che per la calibrazione dipendono dalla conoscenza della distanza di oggetti (galassie) misurata attraverso gli indicatori secondari. Gli indicatori primari permettono stime di distanza fino a 30 Mpc, quelli secondari e terziari permettono misure da 0,2 Mpc a 1000 Mpc e oltre.

19 La determinazione delle distanze
Altri indicatori primari sono: le variabili RR Lyrae; le stelle novae; le variabili tipo Mira. Gli indicatori secondari più utilizzati sono: la luminosità delle stelle più brillanti delle galassie; le più brillanti regioni di idrogeno ionizzato (regioni HII); la distribuzione di luminosità degli ammassi globulari; la relazione di Tully-Fisher: viene sfruttata la relazione tra l’intensità della riga a 21 cm emessa dall’idrogeno neutro e la magnitudine assoluta della galassia; la correlazione tra colore e luminosità delle galassie. Gli indicatori terziari sono: la luminosità delle galassie spirali; la dimensione delle galassie spirali e la correlazione con la luminosità la luminosità totale delle galassie più brillanti.

20 Gli indicatori primari
La determinazione delle distanze Gli indicatori primari Tra gli indicatori primari più significativi e affidabili ci sono le stelle variabili cefeidi, stelle variabili molto luminose, per le quali esiste una relazione tra il periodo di variazione della luminosità (P) e la magnitudine assoluta (M). Oggi la migliore stima della relazione è data da: M = -2,78·log(P) – 1,35. Il telescopio spaziale Hubble ha consentito di stimare distanze fino a 30 Mpc. Altri indicatori primari sono le supernovae che raggiungono luminosità assolute più elevate delle cefeidi e quindi possono essere viste anche a grandissime distanze. Analizzando le supernovae finora individuate è stato possibile stimare distanze fino a 100 Mpc.

21 IL BIG BANG

22 è il fenomeno che ha dato inizio all’Universo.
Il Big Bang, letteralmente il Grande Botto, è il fenomeno che ha dato inizio all’Universo.

23 Come nasce l’idea del Big Bang

24 A seguito della rivoluzione copernicana, con gli studi di Keplero e Newton e le osservazioni di Galileo ed altri si giunge al concetto di Universo infinitamente grande, popolato da un numero infinito di stelle.

25 . . . ma . . . Consideriamo una stella.
Essa emette, in ogni secondo, una quantità di energia E in tutte le direzioni. Dopo un tempo Dt tale energia si è distribuita sulla superficie di una sfera di raggio r = cDt. Ogni unità di superficie di tale sfera riceverà una parte di energia pari a

26 Supponiamo che la Terra, di raggio R, disti r dalla stella . . .
. . . la Terra riceve, in un secondo, una quantità di energia pari a Se l’Universo è infinitamente grande, possiamo pensare di dividerlo in infinite sfere concentriche con la Terra al centro. Ognuna di queste sfere ha uno spessore d1, d2, d3, . . ., dn, . . .

27 Da tale guscio arriverà sulla Terra una quantità di energia pari a
Se le stelle nell’Universo sono uniformemente distribuite, possiamo supporre che ce ne siano N ogni unità di volume. Un guscio sferico di spessore d alla distanza r dalla Terra conterrà circa 4pr2dN stelle. Da tale guscio arriverà sulla Terra una quantità di energia pari a Sommando l’energia che viene da ogni guscio si ottiene

28 Evidentemente non è così !
. . . La quantità di energia che arriverebbe sulla Terra dovrebbe essere infinita. Evidentemente non è così ! Perché ? Nessuna delle idee proposte riuscì a spiegare questo paradosso (proposto da Olbers nel 1831). Ma . . .

29 Verso la fine del 1800 primi del 1900 vennero fatte alcune importanti scoperte.
Alcune stelle variabili (le cefeidi) hanno il periodo di variazione legato alla magnitudine assoluta. Negli oggetti celesti sono osservabili delle righe spettrali caratteristiche degli elementi chimici noti sulla Terra Nel 1912 si scoprì che le galassie presentano uno spostamento verso il rosso (red shift) delle righe spettrali.

30 La legge di Hubble v = H0  d,
Intorno al 1920 Hubble riuscì a distinguere stelle Cefeidi di alcune galassie e ne determinò la distanza scoprendo che erano extragalattiche. Nel 1929 propose di interpretare lo spostamento verso il rosso come effetto Doppler; mettendo in relazione la distanza d (determinata col metodo delle Cefeidi) e la velocità radiale v (determinata con lo spostamento verso il rosso). Trovò la seguente legge (Legge di Hubble): v = H0  d, dove H0 è una costante detta costante di Hubble.

31 l'Universo si espande La legge di Hubble
Ciò indusse Hubble alla conclusione fondamentale per lo studio dell’Universo: l'Universo si espande Inizialmente Hubble stimo, H0 = 520 km/s per Mpc, cioè una galassia che si trova a 1 Mpc da noi, si allontana alla velocità di 520 km/s.

32 La legge di Hubble Attualmente per il valore di H0 si hanno diverse stime, quasi tutte comprese tra i valori di 50 km/s per Mpc e 100 km/s per Mpc. Il valore che oggi è ritenuto più vicino al vero è H0 = 71 km/s per Mpc (WMAP).

33 L’origine e l’evoluzione dell’Universo

34 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
L’Universo è tenuto insieme dalla forza di gravità. In una memoria pubblicata nel 1917 Einstein richiese che la struttura dell'Universo non fosse data a priori ma scaturisse come soluzione dalle sue equazioni. Non essendo ancora nota l’espansione dell’Universo, egli impose che la soluzione descrivesse la distribuzione media della materia nell'Universo e dovesse essere omogenea e isotropa sia nello spazio che nel tempo.

35 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Principi cosmologici Esistono due versioni di tale principio: il principio cosmologico su grandi scale l'Universo è con buona approssimazione omogeneo ed isotropo, non vi sono cioè posizioni o direzioni privilegiate il principio cosmologico perfetto su grandi scale l'Universo è con buona approssimazione omogeneo ed isotropo in ogni istante ovvero, l’omogeneità e l’isotropia siano le stesse anche nel tempo.

36 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman Nel 1929 Alexander Alexandrovich Friedman dimostrò che adottando il principio cosmologico esistevano delle soluzioni delle equazioni della Relatività Generale che presentavano un nuovo aspetto. L'Universo doveva evolversi nel tempo Nella soluzione di Friedman l'Universo deve: o avere avuto un'origine da una singolarità; o collassare verso una singolarità; o soddisfare entrambe le situazioni.

37 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman I modelli di Friedman descrivono tre possibili scenari di evoluzione dell’Universo e fondamentale è il valore attuale della densità della materia nell’Universo, 0 e il suo rapporto con la densità critica C.

38 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman Se 0 > C, l’Universo si espanderà fino a raggiungere un raggio massimo Rmax dopo di che il moto si inverte fino a diventare un collasso. Si ha quindi un Universo chiuso e oscillante. Se 0 = C , l’Universo si espanderà fino all'infinito, ma con una velocità che tenderà a 0. Se 0 < C , le galassie tenderanno ad allontanarsi sempre più, anche quando l’Universo sarà infinitamente grande e diluito.

39 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman Rispetto a cosa si espande l'Universo? e quando è iniziata questa espansione ? Consideriamo lo spazio come una fettuccia elastica sulla quale sono fissati, a varie distanze, dei segni a simulare la posizione delle galassie. Tendendo l'elastico per gli estremi, le distanze tra questi segni aumentano, infatti, se ne prendiamo in considerazione uno allora le distanze degli altri aumentano. Se cambiamo il punto di riferimento si ha ancora che le distanze dei segni dal nuovo riferimento aumentano. In conclusione non esiste un segno privilegiato rispetto al quale gli altri si muovono, ma tutti vedono gli altri segni allontanarsi. Si può dimostrare che ognuno vede gli altri segni muoversi con la stessa legge.

40 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Modelli di Friedman La costante di Hubble ha le dimensioni dell’inverso di un tempo, quindi t = 1/H0 ha le dimensioni di un tempo e viene detto tempo di Hubble. Si ha: 1010 anni < t < 21010 anni. In tutti i modelli l’età dell'Universo è inferiore a t. Se H0 = 71 km/s per Mpc t = 1,371010 anni.

41 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Il modello del Big Bang Intorno al 1940 George Gamow pose le basi per il modello Big Bang. Comprese che risalendo indietro nel tempo la materia dell'Universo sarebbe stata più compressa e molto calda tanto da poter realizzare le condizioni per la sintesi dei nuclei atomici pesanti. Calcolò come tale sintesi potesse avvenire a partire dal nucleo dell'atomo di idrogeno. Scoprì che solo l'elio si forma in un tempo sufficientemente rapido da poter essere prodotto in grande quantità nei primi istanti dell'Universo.

42 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Il modello del Big Bang Fred Hoyle, sostenitore della teoria dello stato stazionario, dimostrò che gli elementi più pesanti dell’elio potevano formarsi all’interno delle stelle. La prova decisiva per la teoria del Big Bang fu la scoperta nel 1965 da parte di Penzias e Wilson della radiazione cosmica di fondo, un “rumore” proveniente da tutte le parti del cosmo e che rappresenta il resto del big bang. Questa radiazione ha un’emissione tipica di un corpo nero a 2,7 K. Le odierne teorie sulle particelle elementari ci permettono di realizzare un quadro ragionevole sui primi istanti dell’Universo.

43 FERMIONI I fermioni sono le particelle che costituiscono la materia presente nell'Universo. I fermioni si dividono in leptoni e quark a seconda se sono o no soggetti alla forza forte. Leptoni Quark Prima generazione Elettrone Neutrino Up Down Seconda generazione Mu Neutrino mu Charm Strange Terza generazione Tau Neutrino tau Top Bottom

44 Bosoni vettoriali (elettrodeboli)
I bosoni sono le particelle responsabili delle interazioni. Quando una particella materiale emette un bosone modifica il suo stato e determina una modifica anche dello stato di una seconda particella materiale che assorbe il bosone; in questo modo tra le due particelle si è avuta una interazione. I bosoni sono : PARTICELLA INTERAZIONE Gluoni Forte Bosoni vettoriali (elettrodeboli) Debole Fotone Elettromagnetica Gravitone Gravitazionale

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46 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
Il modello del Big Bang

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48 Energia per particella
Storia dell’Universo Tempo cosmico Tempera-tura Energia per particella Eventi 0s Avviene il big bang. Può darsi che la singolarità fosse un punto; certamente l’Universo era molto piccolo. Da questo momento esso inizia a espandersi. Probabilmente l’energia totale era (ed è) nulla. 10-43 s 5·1031 K 6·1018 Gev È il cosiddetto tempo di Planck. Può essere considerato come il tempo in cui vengono create le particelle. Si conosce poco di quanto è successo prima di questo istante. Se i modelli sulle teorie di unificazione sono validi, in quel periodo doveva esistere un’unica superforza che comprendeva anche la forza di gravità. Doveva esistere solo un tipo di particella che decade in bosoni e fermioni e che li converte continuamente gli uni negli altri cosicché non esiste una reale differenza tra di essi. L’interazione gravitazionale di differenzia dalla forza grandunificata (GTU).

49 Energia per particella
Storia dell’Universo Tempo cosmico Tempera-tura Energia per particella Eventi 10-35 s 5·1027 K 6·1014 Gev Termina l’unificazione dell’interazione forte con quella elettrodebole. Prima di questo istante è l’era della GTU, se i quark e i leptoni sono veramente i costituenti ultimi della materia, si può pensare l’Universo come un gas (alcuni parlano di zuppa) formato di quark, leptoni, antiquark, antileptoni e bosoni X. Le particelle X sarebbero i bosoni intermedi mediatori della forza di Grande Unificazione (GTU). L’Universo aveva dimensioni molto piccole e densità di materia molto elevata. Si può pensare che prima di questo istante esistesse un solo tipo di materia (il lepto-quark) e una sola forza, la forza Grandunificata.

50 Energia per particella
Storia dell’Universo Tempo cosmico Tempera-tura Energia per particella Eventi 10-10 s 1,5·1015 K 200 Gev Termina l’unificazione della forza elettromagnetica con quella debole. Prima di questo istante sono scomparte le particelle X, e i quark e i leptoni hanno una loro identità individuale e non possono più convertirsi gli uni negli altri. Sono presenti quark (ancora liberi), leptoni, fotoni, neutrini, W±, Z0 e gluoni. Da quest'istante la forza debole e quella elettromagnetica sono diverse l’una dall’altra e nell’Universo ci sono le quattro interazioni così come le vediamo oggi.

51 Energia per particella
Storia dell’Universo Tempo cosmico Tempera-tura Energia per particella Eventi 10-4 s 1,5·1012 K 200 Mev Avviene l’annichilazione protone-antiprotone. Prima di questo istante avviene il confinamento dei quark per formare barioni e mesoni. Come risultato dell’annichilazione protone-antiprotone e di quella elettrone-positrone (che avverrà in un secondo momento) si ha la scomparsa dell’antimateria, lasciando un numero (relativamente limitato) di protoni ed elettroni.

52 Energia per particella
Storia dell’Universo Tempo cosmico Tempera-tura Energia per particella Eventi 30 minuti 3·108 K 40 kev Avviene la nucleosintesi di elio e deuterio. Precedentemente, a 1,1 s, l’energia media dei neutrini è diminuita e questi non interagiscono più con il resto della materia diventando indipendenti. A 14 s avviene l’annichilazione delle coppie e+ e e contemporaneamente si ha un aumento del numero di fotoni. Inizia l’era della radiazione. L’Universo contiene ora fotoni e neutrini. Sono presenti (relativamente) piccole quantità di materia, composta in peso per il 24% di elio e per il 76% di protoni. Non ci sono quasi più neutroni liberi. Si dice che inizia l’era della materia (prosegue fino a oggi). Non si possono ancora formare gli atomi: ogni volta che un protone cattura un elettrone e forma un atomo di idrogeno, poco dopo avviene una collisione con un fotone che rompe l’atomo.

53 Energia per particella
Storia dell’Universo Tempo cosmico Tempera-tura Energia per particella Eventi 3·105 anni 4.000 K 0,5 eV È il momento della formazione degli atomi. L’energia dei fotoni è diventata così bassa che essi non sono più in grado di distruggere gli atomi che si vanno formando. Gli elettroni si uniscono ai protoni formando atomi di idrogeno; i nuclei di elio con gli elettroni formano atomi di elio. L’Universo diventa trasparente alla radiazione elettromagnetica, che da questo momento si disaccoppia dalla materia e ha vita autonoma. Un fotone interagisce con una carica elettrica, quale quella dell’elettrone, ma interagisce molto poco con un atomo neutro. Un elettrone che si unisce a un protone per formare un atomo di idrogeno non avverte quasi più i fotoni e interagisce principalmente con il campo elettrico del protone. È questo l’istante in cui viene emessa quell’energia che oggi vediamo come radiazione di fondo.

54 Energia per particella
Storia dell’Universo Tempo cosmico Tempera-tura Energia per particella Eventi 109 anni Formazione delle galassie. Si formano galassie e ammassi di galassie, poi le prime stelle. Per qualche motivo si erano create delle disomogeneità spaziali nella distribuzione della materia, cioè nella distribuzione spaziale del numero di atomi. Si formano nubi di materia (protogalassie e protostelle). Circa 5 miliardi di anni fa si è formata la nube stellare dalla quale, per contrazione gravitazionale, nasceranno il nostro Sole e i suoi pianeti, fra i quali la Terra. Il materiale raccolto dalla nostra nube contiene in prevalenza idrogeno ed elio, cioè il materiale prodotto all’inizio dell’Universo. Sono presenti però anche quantità importanti di materiali come il ferro, sintetizzati in precedenza in una stella massiccia che poi è esplosa.

55 Energia per particella
Storia dell’Universo Tempo cosmico Tempera-tura Energia per particella Eventi 1,5·1010 anni 2,7 K Oggi. Circa un milione di anni fa si sviluppa l’homo sapiens che successivamente inizia a domandarsi come è fatto l’Universo.

56 I risultati della sonda WMAP ci danno oggi un quadro dell’Universo di questo tipo:
la prima generazione di stelle che ha brillato nell’universo ha preso vita 200 milioni di anni dopo il Big Bang l’età dell’Universo è 13,7 miliardi di anno con un errore dell’ 1% la teroria del Big Bang e dell’inflazione continuano a mostrarsi vere il contenuto dell’Universo include un 4% di atomi (materia ordinaria), un 23% di uno sconosciuto tipo di materia oscura ed un 73% di una misteriosa “energia oscura” che agisce come una sorta di antigravità. [Anne Kinney direttore della NASA per l’Astronomia e la Fisica]

57 PROBLEMI APERTI

58 Problemi aperti Cos’è la materia oscura?, cos’è l’energia oscura?
I costituenti dell’Universo Cos’è la materia oscura?, cos’è l’energia oscura?

59 L’omogeneità della radiazione cosmica di fondo
Problemi aperti L’omogeneità della radiazione cosmica di fondo La misura della radiazione cosmica di fondo ha dimostrato che essa è molto omogenea e ciò comporta alcune difficoltà. Per prima cosa non è possibile che diverse zone dell'Universo abbiano avuto il tempo di “scambiarsi” informazioni e quindi non hanno potuto assumere valori di densità, pressione e temperatura comuni. Il tempo per scambiare informazioni è quello impiegato dalla luce per viaggiare da una regione a un'altra. Consideriamo due regioni distanti da noi 10 miliardi di anni luce, in direzioni opposte, e cioè alla distanza tra loro di 20 miliardi di anni luce; la luce partita da una di esse non ha fatto in tempo a raggiungere l’altra. Segue che ogni parte dell'Universo si sarebbe dovuta evolvere in maniera indipendente conservando la propria identità e senza mescolarsi col resto. Oggi dovremmo vedere delle grandi differenze guardando in direzioni opposte di cielo mentre vediamo invece una grande uniformità.

60 Teoria dell’Universo inflazionario
Problemi aperti Teoria dell’Universo inflazionario Una teoria che ha cercato di dare una risposta a questi problemi è la cosiddetta teoria dell'Universo inflazionario. Si fa uso di conoscenze di fisica delle particelle e di idee derivanti dai tentativi di unificare tutte le quattro forze fondamentali della natura. Si suppone che l'Universo, appena dopo il big bang, abbia subito una fase di “super-espansione”, durata una minuscola frazione di secondo, in cui le dimensioni dell'Universo sono aumentate in un modo eccezionale.

61 Teoria dell’Universo inflazionario
Problemi aperti Teoria dell’Universo inflazionario Immaginiamo l'Universo neonato come un insieme di piccole sferette di dimensioni uguali alla distanza che la luce ha percorso dal big bang. Ogni sferetta è diversa dalle altre, ma una singola sferetta è omogenea e uniforme, perché è così piccola che la luce ha avuto il tempo di attraversarla. Supponiamo adesso che una di queste sferette si super-espanda ad un ritmo maggiore di quello della luce (questo non è in contraddizione con la teoria della relatività, che proibisce ai segnali di avere velocità più grandi di quelle della luce). Alla fine del processo l'espansione torna al ritmo normale previsto dal big bang classico. Quella che una volta era la minuscola sferetta potrebbe essere adesso il nostro Universo. A noi quindi sembra che zone diverse del cosmo non siano mai state in comunicazione tra loro, secondo la teoria dell'inflazione per un tempo infinitesimo, poco dopo il big bang, le varie regioni dell’Universo si sono “parlate”, accordandosi sui valori di densità, pressione e temperatura da assumere. La teoria dell'Universo inflazionario risolve anche il problema di come mai la densità media dell'Universo sia così vicina a quella critica.

62 Questo è il principio antropico.
Problemi aperti Principio antropico Negli ultimi anni si è andata affermando l'idea che il solo fatto della nostra esistenza implica che le costanti fondamentali della natura non possono avere dei valori molto diversi da quelli misurati. Se ad esempio la costante di gravitazione G fosse appena più grande la gravità sarebbe più forte, e nelle stelle non ci potrebbe essere equilibrio tra la gravità e la pressione delle reazioni termonucleari: esse collasserebbero fino a formare dei buchi neri. Se al contrario G fosse più piccola, non sarebbe stata possibile l’aggregazione della materia primordiale per formare le galassie. Per ognuna delle costanti della natura si potrebbe ripetere un ragionamento analogo e il risultato sarebbe sempre che l'Universo quale noi lo conosciamo, e che ha permesso l'origine delle stelle, dei pianeti e della vita, dipende in maniera estremamente sensibile dall'esatto valore di queste costanti. Questo è il principio antropico.

63 È evidente la difficoltà nell’accettare una a l’altra delle soluzioni.
Problemi aperti Principio antropico Recentemente sono state proposte tre soluzioni al problema di spiegare perché il valore delle costanti fisiche è così ben accordato con le nostre esigenze umane: 1) La natura ha scelto questi valori delle costanti delle leggi fisiche per puro caso. Avrebbe potuto scegliere altri valori, ma è capitato che le costanti fossero proprio quelle giuste per lo sviluppo di forme intelligenti di vita. 2) C'è un Dio che ha deliberatamente scelto questi, e non altri, valori delle costanti fisiche in maniera da permettere lo sviluppo della vita. 3) Il nostro Universo non è l'unico, esistono altri infiniti Universi in cui le costanti fisiche sono diverse e nella stragrande maggioranza di essi non esistono le condizioni adatte allo sviluppo della vita. È evidente la difficoltà nell’accettare una a l’altra delle soluzioni.

64 FINE

65 L’origine e l’evoluzione dell’Universo
La teoria dello stato stazionario La teoria nacque intorno al 1940 tenendo conto dell’espansione dell’Universo e del principio cosmologico perfetto. Gli autori furono Hoyle, Bondi e Gold. La teoria prevede che man mano che l’Universo si espande la materia che lascia un certo volume di spazio viene sostituita da altra materia creata dal nulla. Facendo i calcoli si ricava che si dovrebbe avere la creazione di un protone per m3 ogni miliardo di anni. Pur essendo estremamente piccolo, questo tasso di creazione deve essere spiegato nel contesto della fisica; è anche vero che il principio di conservazione della massa (o, che è lo stesso, dell'energia) non è mai stato verificato con tanta precisione da poter escludere questa creazione.