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L’origine del Cosmo

 

L'origine del cosmo

Paolo Alessandrini (febbraio 2001)

In principio Dio creò il Cielo e la Terra.
Genesi, 1, 1

1. Com’è nato ciò che esiste?


L’universo è sempre esistito o ha avuto un inizio? Se ha avuto un inizio, come è avvenuto? E che cosa c’era prima? Domande come queste hanno costantemente appassionato la mente umana fin dalla comparsa dell’uomo sulla Terra. Nelle diverse epoche, questi argomenti sono stati oggetto di studio da parte di diverse categorie di persone, essenzialmente filosofi, teologi e scienziati. Tuttavia, l’affacciarsi della scienza nel dibattito sulla cosmogonia, cioè sulla nascita dell’universo, è un fatto relativamente recente, tanto è vero che fino a poco tempo fa l’argomento era considerato competenza esclusiva della metafisica e della religione.
Lungo tutto il corso della storia, le scuole di pensiero in materia di origine del cosmo sono sempre state sostanzialmente due.
La prima sosteneva che l’universo ha avuto un inizio, cioè è stato creato in un certo tempo più o meno lontano nel passato. Questa tesi è sempre stata la prediletta dalle grandi religioni: l’Antico Testamento e il Corano, infatti, descrivono la creazione del mondo operata da Dio. In particolare, la teologia cristiana, dalle sue origini fino ad oggi, ha sempre sostenuto che l’universo fu creato da Dio. Alla domanda "Che cosa c’era prima?", sant’Agostino rispondeva, dimostrando notevole originalità e profondità di pensiero, che insieme all’universo Dio aveva creato il tempo, e quindi non aveva senso parlare di un "prima".
La seconda tesi asseriva invece che l’universo non è stato creato, in quanto è sempre esistito. Il filosofo greco Aristotele fu un convinto sostenitore di questa posizione, ritenendo l’idea di un universo eterno più perfetta di quella di un universo creato dal nulla per opera di un intervento divino. E’ curioso notare come la teologia cristiana, pur fondando sul pensiero di Aristotele gran parte della sua speculazione filosofica, si allontani radicalmente da esso per quanto riguarda la questione cosmologica.



Un fatto fondamentale, tuttavia, accomuna le due scuole di pensiero che abbiamo descritto: la credenza nella staticità dell’universo. Secondo la teologia cristiana l’universo fu creato da Dio nella sua forma attuale, per cui nel corso del tempo non si verificò alcuna evoluzione significativa, mentre nella visione aristotelica l’universo è sempre esistito com’è adesso. La credenza nell’immutabilità del cosmo era talmente radicata e scontata che si protrasse fino all’inizio del Novecento senza che nessuno pensasse lontanamente di metterla in discussione. Per noi, che consideriamo l’espansione dell’universo come un fatto ormai quasi assodato, l’idea della staticità dell’universo può apparire un pregiudizio insensato, ma per gli uomini vissuti prima dell’avvento del XX secolo era sicuramente la posizione più ragionevole e ovvia. Lo spazio di una vita umana, infatti, è troppo breve perché si possano apprezzare mutamenti significativi a livello cosmico – e forse ciò valeva nelle epoche passate molto più che in quella attuale - e lo stesso si può dire, con buona approssimazione, per l’intero corso della storia documentata. L’osservazione del cielo notturno, inoltre, dà più facilmente l’impressione dell’immutabilità che quella della dinamicità e dell’evoluzione.
Il pregiudizio della staticità rallentò fortemente il passaggio della cosmologia da ambito della metafisica e della teologia a scienza vera e propria. Tre secoli dopo la rivoluzione scientifica operata da Galileo Galilei, lo studio dell’origine dell’universo non era ancora considerato come un argomento che potesse seriamente essere affrontato dalla fisica. Stante l’idea inestirpabile della staticità del cosmo, discutere se l’universo avesse avuto un inizio appariva ai fisici come uno sterile dibattito da lasciare ai filosofi, tanto più che mancavano completamente i dati sperimentali su cui fondare teorie credibili.
Un problema cruciale risiedeva proprio in questo: se il metodo scientifico si fonda sulla raccolta dei dati derivanti dall’osservazione, come si poteva studiare scientificamente un fenomeno che, se era avvenuto, era avvenuto una volta per tutte in un tempo ormai passato e lontano? Oltre a non essere osservabile, la Creazione era anche un fenomeno non riproducibile, almeno con la tecnologia disponibile prima dell’inizio del Novecento.
Non ci si deve stupire, quindi, se intorno alla metà del Seicento, quando già Galileo aveva insegnato i principi del metodo scientifico, Keplero aveva formulato le sue famose tre leggi e Newton si apprestava a gettare, con la sua opera Philosopiae Naturalis Principia Mathematica, le basi della fisica classica, lo studioso biblico inglese John Lightfoot scriveva che la Creazione era avvenuta il 17 settembre del 3928 a.C. esattamente alle nove del mattino (non si sa se nel fuso orario di Greenwich o no)! E nemmeno deve meravigliare il fatto che, qualche anno dopo, l’arcivescovo di Armagh James Ussher corresse il calcolo del collega, specificando che la data esatta, che sarebbe rimasta per oltre un secolo la data ufficiale insegnata dalla Chiesa, era il 3 ottobre del 4004 a.C. alle otto della sera!
Accanto ai teologi e agli studiosi della Bibbia, gli unici altri protagonisti del dibattito sulla nascita dell’universo erano i filosofi, che ovviamente continuavano a fondare le loro teorie unicamente sulla ragione e non sull’esperienza. Nel 1781 il grande filosofo Immanuel Kant scriveva, nella sua famosa Critica della ragion pura, che ci sono argomenti ugualmente validi per ritenere che l’universo abbia avuto un inizio e per ritenere che sia sempre esistito.

La rivoluzione che il Novecento portò nella questione cosmogonica fu anticipata nel secolo precedente da alcuni mutamenti culturali importanti. Nell’Ottocento si cominciò infatti a comprendere che la Terra, e in generale tutti i corpi dell’universo, non sono immutabili: i geologi si resero conto che le rocce che costituiscono il nostro pianeta hanno attraversato una evoluzione continua durata miliardi di anni; i fisici scoprirono, con la formulazione del secondo principio della termodinamica, che l’entropia, cioè il disordine dell’universo, è in continuo aumento, fatto questo che fa sospettare che l’universo stesso non possa essere eterno; i biologi ammisero, con il graduale affermarsi della teoria di Charles Darwin, che la vita sulla Terra è stata caratterizzata da una perenne evoluzione, e che quindi Dio non creò il mondo nel suo stato attuale.
Dal punto di vista meccanico, tuttavia, la principale difficoltà collegata all’idea di un universo statico era stata intuita già da Newton: se le stelle sono immobili, a causa della gravitazione dovrebbero cadere l’una sull’altra! Newton, però, aggirò l’ostacolo ammettendo che l’universo è infinito, per cui non esiste alcun baricentro nel quale la materia possa collassare. In realtà il ragionamento di Newton era sbagliato, perché anche un numero infinito di stelle collasserebbe per effetto della gravità.

E’ sorprendente che nessuno, fino ad Einstein compreso, pensò di risolvere questo paradosso ammettendo che l’universo non è statico. La teoria della relatività generale, che Einstein formulò nel 1916, prediceva, come vedremo più avanti, che l’universo è in espansione, fatto che sarebbe stato confermato sperimentalmente da Hubble pochi anni dopo. Eppure il pregiudizio della staticità dell’universo era talmente radicato che lo stesso Einstein arrivò a correggere forzatamente le sue equazioni introducendo un fattore detto costante cosmologica, che aveva l’effetto di controbilanciare la gravità e ripristinare la staticità dell’universo.
Tuttavia il dado era ormai tratto: la teoria della relatività generale, nonostante gli sforzi del suo stesso creatore per evitarne le conseguenze più dirompenti, aveva aperto una breccia nel muro dei secolari pregiudizi sull’origine del mondo, e aveva offerto la possibilità di indagare sulla Creazione non più sulla base di congetture e speculazioni metafisiche, ma attraverso il calcolo matematico e l’osservazione sperimentale. Ma procediamo con ordine.

2. La rivoluzione di Einstein


Non è questa la sede per descrivere in modo dettagliato la teoria della relatività di Einstein e le sue conseguenze. Vale però la pena di riassumere i risultati principali di questo monumentale edificio della fisica, in considerazione dell’impatto, già accennato in precedenza, che esso ebbe sulla cosmologia moderna e in particolare sullo studio dell’origine dell’universo.
L’articolo, con il quale, nel 1905, Einstein introduceva la sua celebre teoria, risolveva un problema spinoso che tormentava i fisici da alcuni decenni. Quarant’anni prima, infatti, il fisico inglese James Clerk Maxwell, nel formulare le famose equazioni sul campo elettromagnetico, aveva dimostrato che le onde elettromagnetiche, delle quali la luce è un particolare esempio, viaggiano ad una velocità fissa ricavabile dalle equazioni stesse. La scoperta di Maxwell creò grande scompiglio tra i fisici, perché il fatto che la luce avesse una velocità fissa era in grave contrasto con la meccanica classica di Newton, e in particolare con il principio di relatività galileiana. Secondo tale principio, infatti, due osservatori, che si muovono l’uno rispetto all’altro con velocità costante osservano lo stesso corpo in movimento, misureranno due velocità diverse, per cui non sarà possibile stabilire una velocità assoluta per quel corpo, né si potrà parlare di osservatore – o di sistema di riferimento – privilegiato. Ad esempio, un uomo fermo al ciglio della strada e una donna a bordo di un’automobile in corsa misureranno in modo diverso la velocità di un’altra automobile che si muove sulla stessa strada.
Ciò che appariva strano nella conclusione del fisico inglese era quindi il fatto che venisse messa in evidenza una velocità speciale per la luce. Evidentemente, doveva esistere un sistema di riferimento privilegiato rispetto al quale la luce doveva avere quella speciale velocità fissa: in questo modo si sarebbe salvaguardata la validità del principio di relatività galileiana, nel senso che la velocità ricavabile dalle equazioni sarebbe stata quella rispetto al sistema privilegiato, mentre in altri riferimenti la luce avrebbe avuto velocità diverse.
Questo ipotetico sistema di riferimento speciale, assimilato ad una sostanza impalpabile che permea l’universo, venne chiamato etere. Negli ultimi anni dell’Ottocento i fisici cercarono di rivelare sperimentalmente l’esistenza dell’etere e di misurare velocità della luce diverse al variare del sistema di riferimento, ma queste ricerche non diedero esito positivo; nel 1887, con un celebre esperimento, i fisici Albert Michelson ed Edward Morley dimostrarono definitivamente che l’etere non esisteva e che la luce aveva, incredibilmente, la stessa velocità in ogni sistema di riferimento.

L’enigma fu risolto, come si accennava in precedenza, dall’articolo che Albert Einstein, un giovane e sconosciuto fisico che lavorava all’Ufficio Brevetti di Berna, pubblicò nel 1905.
Secondo Einstein, il principio di relatività galileiana e la costanza della velocità della luce non erano in contrasto, se si ammetteva che il tempo potesse scorrere più o meno velocemente a seconda della velocità dell’osservatore che effettua la misurazione. In altri termini, Einstein confermava la validità del principio di relatività (anzi lo estendeva a tutti i fenomeni fisici, anche elettromagnetici, e non solo a quelli meccanici come aveva fatto Galileo), ma dichiarava che anche il tempo, oltre allo spazio, è relativo, nel senso che orologi identici al polso dei vari osservatori in diversi sistemi di riferimento si muovono diversamente. D'altra parte, poiché la velocità è uguale alla distanza percorsa diviso il tempo impiegato, quest'ultimo non è altro che il rapporto tra distanza e velocità: quindi, se la velocità (della luce) è assoluta e la distanza relativa al riferimento, il tempo non può che essere anch'esso relativo al sistema di riferimento.
Con la sua teoria, Einstein introduceva una nuova visione dello spazio e del tempo: essendo l’uno strettamente dipendente dall’altro, questi due concetti non potevano più essere considerati separatamente, bensì come un’unica entità geometrica quadridimensionale chiamata spazio-tempo, nella quale tutti gli eventi hanno luogo.
Non è possibile soffermarsi sulle conseguenze, apparentemente paradossali e comunque contrastanti col senso comune, che l’intuizione di Einstein comportava: oltre ai fenomeni della dilatazione dei tempi e della contrazione delle lunghezze, è doveroso comunque citare la celebre formula E = mc2, che non è altro che una conseguenza matematica della relatività del tempo. Un altro noto corollario è il fatto che, mano a mano che la velocità di un corpo si avvicina alla velocità della luce, la sua massa aumenta, fino a tendere all’infinito. Ecco il motivo per cui un corpo non può arrivare alla velocità della luce: se la sua massa tende all’infinito, il corpo tenderà ad avere un’inerzia infinita e non potrà essere ulteriormente accelerato.


Einstein non si accontentò di questa serie di risultati rivoluzionari e sorprendenti, ma volle estendere la sua teoria in modo da comprendere non soltanto sistemi di riferimento in moto relativo rettilineo ed uniforme, ma anche sistemi di riferimento accelerati; era inoltre intenzione del fisico tedesco includere nella teoria il concetto di gravitazione. Il risultato fu pubblicato nel 1916, ed è noto come relatività generale, mentre la precedente teoria fu in seguito chiamata relatività ristretta o speciale. Nella sua essenza, la relatività generale descrive la gravitazione come una forza diversa da tutte le altre, legata al fatto che lo spazio-tempo non è piatto, come si pensava in precedenza, ma è incurvato dalla distribuzione della massa e dell’energia in esso presenti, così come dei pesi creano degli avvallamenti in un tappeto elastico. I corpi, quindi, non si muovono sotto l’azione di una forza gravitazionale, ma si muovono liberamente seguendo i contorni di uno spazio-tempo curvo. Ad esempio, se la Terra si muove in un'orbita attorno al Sole, non lo fa perché soggetta ad una forza gravitazionale che si instaura tra essa e il Sole, ma perché questo incurva lo spazio-tempo imponendo al nostro pianeta una traiettoria che ci appare curva dal nostro punto di vista, ma che è invece perfettamente rettilinea nello spazio-tempo curvo.
Einstein formulò un complicato sistema di dieci equazioni che stabiliscono il modo in cui la materia incurva lo spazio-tempo; tali equazioni, note come equazioni di campo gravitazionale, rappresentano la sintesi dell'intero edificio della relatività generale. Ogni sistema di equazioni ha delle incognite, e le equazioni di Einstein non fanno certo eccezione: in questo caso le incognite descrivono la struttura geometrica dello spazio-tempo, cioè la forma dell'universo nello spazio e nel tempo. Appare quindi evidente come queste equazioni siano alla base di tutta la cosmologia moderna.



3. L’universo si espande!


Dopo la pubblicazione della teoria della relatività generale, apparve chiaro che occorreva cercare di risolvere le equazioni di Einstein per trovare un primo modello dell’universo. Fu lo stesso Einstein a cercare, nel 1917, una soluzione alle sue equazioni, e per fare questo introdusse tre ipotesi: l’universo è statico ed eterno; è omogeneo, cioè sostanzialmente uguale in tutti i suoi punti; ed è isotropo, cioè è uguale lungo tutte le direzioni. La seconda e la terza ipotesi corrispondono al cosiddetto principio cosmologico, che viene sostanzialmente accettato come una descrizione approssimativa dell’universo su larga scala. La prima, invece, rifletteva il secolare pregiudizio della staticità dell’universo, di cui abbiamo trattato nel primo paragrafo.
Einstein non trovò alcuna soluzione che soddisfacesse queste ipotesi, e quindi, pur di non rinunciare all’ipotesi di staticità, giunse a modificare le equazioni originali aggiungendo un nuovo termine, la costante cosmologica. Anni dopo, il grande fisico ammise che questo fu il più grosso errore della sua carriera scientifica.
Nello stesso anno, l’astronomo olandese Willem de Sitter trovò un’altra soluzione per le equazioni di Einstein: anch’egli mantenne la costante cosmologica ed assunse che lo spazio-tempo è omogeneo e isotropo, ma ipotizzò anche che la densità media della materia fosse zero. Ne risultò un modello di universo paradossalmente non del tutto statico, che presentava addirittura un fenomeno di spostamento verso il rosso.

Il primo modello veramente dinamico di universo fu tuttavia proposto dal geniale matematico russo Alexandr Friedmann, il quale rinunciò finalmente all'ingombrante costante cosmologica, e assunse, come uniche ipotesi, l'isotropia e l'omogeneità.


Friedmann trovò che esistevano due classi di soluzioni: se la densità media dell'universo è minore di un certo valore critico, l'universo è spazialmente infinito, e destinato ad espandersi per sempre; se, invece, la densità è maggiore del valore critico, l'universo è finito ma illimitato, e la fase di espansione sarà seguita, ad un certo punto, da una fase di contrazione che riporterà l'universo alle condizioni primordiali. In quest'ultimo caso, l’universo avrebbe una forma simile a quella della superficie terrestre, e se noi iniziassimo un viaggio in linea retta torneremmo prima o poi al punto di partenza, come accade appunto sulla superficie di una sfera. E’ utile l'analogia con un sasso lanciato verso l'alto dalla superficie della Terra: se la velocità iniziale è maggiore della velocità di fuga, il sasso riuscirà a sfuggire all'attrazione terrestre e si perderà nello spazio, altrimenti prima o poi ricadrà.
L’analogia spiega anche perché non era possibile trovare soluzioni statiche alle equazioni di Einstein: non ci stupiamo infatti se vediamo un sasso salire verso l’altro o cadere verso il suolo, ma sicuramente non ci aspetteremmo di vederne uno sospeso a mezz’aria.
Friedmann pubblicò il suo modello nel giugno 1922 su una rivista tedesca. Già in settembre, Einstein inviò alla rivista una nota affermando che il modello era sbagliato, e in dicembre, Friedmann rispose al fisico tedesco mandandogli tutti i calcoli dettagliati. Per alcuni mesi, Einstein non si fece sentire, e, solo nel maggio 1923, inviò alla rivista una seconda nota nella quale ritrattava le sue obiezioni ed ammetteva che Friedmann aveva ragione.
La conferma sperimentale alla teoria di Friedmann giunse nel 1929, quando l'astronomo americano Edwin Hubble scoprì che il fenomeno dello spostamento verso il rosso della luce delle galassie è proporzionale alla loro distanza, dimostrando che l'universo è in espansione.


Tuttavia, le ricerche pionieristiche del grande matematico russo, che nel 1925 era morto di tifo appena trentasettenne, erano purtroppo, già cadute nel dimenticatoio, almeno in Occidente. La scoperta di Hubble venne quindi salutata come la conferma sperimentale delle ipotesi del matematico belga Georges Lemaître, il quale, cinque anni dopo Friedmann, aveva indipendentemente riscoperto le stesse soluzioni alle equazioni di Einstein.
Le osservazioni di Hubble rivoluzionarono la nostra immagine dell’universo.
In precedenza non era chiaro quale fosse la vera natura di alcuni oggetti, tra i quali quella macchiolina che oggi chiamiamo galassia di Andromeda, e che venivano allora considerati alla stregua delle nebulose. Per comprendere se questi oggetti a forma di spirale o di ellisse appartenessero alla nostra Galassia oppure no, era però necessario determinare la loro distanza, e ciò fu reso possibile soltanto alla fine degli anni Venti grazie al completamento del telescopio di 2,5 metri di Monte Wilson, vicino a Los Angeles.
Servendosi di questo strumento, che a quel tempo era il più grande telescopio del mondo, ed utilizzando una tecnica fotografica molto avanzata, Hubble riuscì ad osservare la nebulosa di Andromeda con un potere risolutivo mai ottenuto in precedenza: finalmente la tenue macchiolina poteva essere risolta nelle sue singole stelle. In questo modo, applicando il noto metodo delle cefeidi, Hubble determinò nel 1929 la distanza di nove nebulose, compresa quella di Andromeda, dimostrando che questi oggetti si trovano ben oltre i confini della nostra Galassia.


Grazie alle osservazioni di Hubble, le dimensioni dell’universo conosciuto vennero d’un tratto ampliate: per la prima volta si comprendeva che la nostra Galassia non è altro che una delle tante galassie esistenti nel cosmo, e che le altre galassie sono oggetti lontanissimi ed immensi come la Via Lattea. In un certo senso si trattava di una nuova rivoluzione, dopo quella copernicana.
Ma la scoperta più sensazionale doveva ancora arrivare. Tra il 1910 e il 1920, era stato rilevato che, negli spettri di assorbimento di alcune nebulose, alcune righe risultavano spostate verso il rosso o verso il blu. Questi spostamenti erano stati subito interpretati come conseguenza dell’effetto Doppler, cioè come l’indicazione che alcuni di questi oggetti si stanno avvicinando a noi, ed altri si stanno allontanando, semplicemente per effetto del moto relativo del sistema solare. Col passare degli anni, però, ci si accorse che le nebulose, anziché presentare in egual misura spostamenti verso il rosso e verso il blu, come era ovvio aspettarsi in base all’interpretazione che era stata data, evidenziavano quasi tutte uno spostamento verso il rosso (redshift). Ciò era indice di un allontanamento dell’oggetto, mentre pochissime nebulose a noi molto vicine (come quella di Andromeda) risultavano in moto di avvicinamento. Quando Hubble si accorse che tale spostamento verso il rosso è all’incirca proporzionale alla distanza dell’oggetto da noi, apparve chiaro che l’allontanamento di queste nebulose non era altro che la conseguenza di un’espansione complessiva dell’universo.
Ovviamente, ciò non significa che la nostra Galassia occupa una posizione centrale nell’universo, ma che, in conseguenza dell’espansione cosmica, ogni galassia si sta allontanando da ogni altra galassia. In altre parole, le galassie non si allontanano da un centro comune, ma sono in quiete in uno spazio che si dilata. Il dilatarsi dello spazio coinvolge anche la lunghezza delle onde elettromagnetiche, provocando l’arrossamento osservato da Hubble. D’altra parte, sarebbe assurdo che il nostro posto nell’universo avesse qualcosa di speciale: il principio cosmologico è infatti la negazione di ciò. La situazione assomiglia a quella di un palloncino di gomma sul quale sono stati dipinti dei pallini: se gonfiamo il palloncino in modo costante, la distanza tra due pallini scelti a caso aumenta, ma non c’è alcun pallino che possa essere considerato al centro dell’espansione. Inoltre, la velocità di allontanamento reciproco tra due pallini è tanto maggiore quanto maggiore è la loro distanza.


Tra il 1929 e il 1936, Hubble, in collaborazione con altri fisici tra i quali lo spettroscopista Milton Humason, raccolse una grande quantità di dati, che confermavano in modo sempre più preciso la proporzionalità tra la velocità di recessione e la distanza. Per la verità Hubble aveva annunciato di avere rilevato tale proporzionalità già in seguito alle prime osservazioni del 1929, quando i dati raccolti non avrebbero ancora potuto portare a questa conclusione: sembra quasi che Hubble avesse già in mente il risultato al quale voleva arrivare, e che facesse di tutto per ottenerlo.
La costante di proporzionalità tra la velocità e la distanza è nota generalmente come "costante di Hubble", ed indica un aumento di velocità in relazione alla distanza. Le osservazioni di Hubble vennero proseguite dopo il 1936 da altri astronomi, e continuano tuttora, soprattutto ad opera del Telescopio Spaziale Hubble: la misurazione della costante di Hubble si è fatta dunque sempre più precisa, ed il valore approssimativo oggi accettato è di 60-70 km/s per milione di parsec.



4. La grande esplosione


Che cosa ci dicono le osservazioni di Hubble e i modelli di Friedmann a proposito dell’origine del cosmo, che è l’argomento centrale della nostra discussione? Se le galassie si stanno allontanando l’una dall’altra, in passato devono essersi trovate molto più vicine; considerando, per semplicità, costante la velocità di recessione, il tempo impiegato da due galassie scelte a caso per venirsi a trovare separate dalla attuale distanza è uguale alla distanza attuale divisa per la loro velocità. Ma, secondo la relazione di proporzionalità di Hubble, questo valore è uguale per tutte le coppie possibili di galassie, e pari all’inverso della costante di Hubble. Questo significa che circa 14 miliardi di anni fa tutte le galassie si trovavano concentrate in un solo punto. In ogni caso è significativo che, per la prima volta, la data di creazione dell’universo, che nel Seicento l’arcivescovo Ushher aveva cercato di dedurre dalla Bibbia, poteva essere calcolata con il metodo scientifico.
Fu sulla base di queste idee che negli anni Quaranta il fisico George Gamow, in collaborazione con il suo allievo Ralph Alpher, propose un primo modello che descriveva gli istanti iniziali dell'universo. Come racconta Stephen Hawking nel suo celebre Dal Big Bang ai buchi neri, Gamow era un uomo molto spiritoso, ed ebbe l’idea di coinvolgere nella stesura dell’articolo il collega Hans Bethe, in modo che gli autori dell’articolo risultassero, nell’ordine, Alpher, Bethe e Gamow, come le prime tre lettere dell’alfabeto greco: cosa che appare particolarmente indovinata per un articolo sull’inizio dell’universo!

Secondo il modello di Gamow, che sarebbe divenuto famoso come il "modello standard" del big bang ("grande esplosione"), l’universo aveva, nel suo istante zero, dimensioni infinitesime e temperatura infinita, e cominciò ad espandersi ad un ritmo vertiginoso, come in una specie di grande esplosione: non dobbiamo comunque commettere l’errore di immaginare l’universo primordiale come una sfera che si allarga nel contesto di uno spazio vuoto, ma piuttosto come l’intero spazio che si dilata, modificando la scala delle sue distanze interne. Con il procedere dell’espansione, la materia e la radiazione divennero progressivamente sempre più fredde. Poiché la temperatura è una misura dell’energia media, e quindi della velocità media, delle particelle, negli istanti iniziali le particelle si muovevano così velocemente da sottrarsi all’attrazione reciproca, dovuta alle forze elettromagnetica e nucleare; col diminuire della temperatura, però, le particelle cominciarono a combinarsi insieme, dapprima per formare nuclei atomici, e poi per costituire i primi atomi.
A meno di un milionesimo di secondo dal big bang, quando la temperatura era di circa mille miliardi di gradi, l’energia delle particelle era così alta che ad ogni collisione si producevano molte coppie particella-antiparticella, e queste coppie venivano create ad un ritmo molto più rapido del ritmo con il quale esse venivano distrutte per annichilazione.
Tra il primo milionesimo di secondo e il primo secondo, però, la temperatura era diventata abbastanza bassa da rendere molto meno energetiche le particelle che entravano in collisione l’una con l’altra, cosicché l’annichilazione tra materia e antimateria cominciò ad essere più rapida della produzione delle coppie particella-antiparticella. L’effetto fu una gigantesca annichilazione, che interessò dapprima i protoni e i neutroni, con le rispettive antiparticelle, e poi gli elettroni e le rispettive antiparticelle, cioè i positoni. Nel giro di pochi secondi tutta l’antimateria, che era in leggera minoranza rispetto alla materia, scomparve per sempre dalla faccia dell’universo, lasciando spazio a quel residuo di materia che costituisce l’universo attuale.

Questa materia residua conobbe, circa tre minuti dopo il big bang, una fase di straordinaria importanza. In quell’epoca la temperatura era scesa ad un miliardo di gradi, la temperatura presente all’interno delle stelle più calde. L’energia dei protoni e dei neutroni residui era ormai talmente bassa che la forza nucleare poté combinare fra loro queste particelle e provocare la formazione dei primi nuclei stabili di idrogeno ed elio. Questa fase fondamentale, chiamata dai fisici nucleosintesi, durò soltanto poche ore: la fornace nucleare primordiale si spense rapidamente, e in seguito, per i successivi 300.000 anni circa, non accadde praticamente nulla di nuovo nell’universo. Fu soltanto quando la temperatura si ridusse a poche migliaia di gradi, all’incirca la temperatura della superficie del Sole, che l’attrazione elettromagnetica riuscì a combinare insieme i nuclei e gli elettroni liberi, formando i primi atomi stabili di idrogeno ed elio.
Prima che questo fenomeno, chiamato dai fisici ricombinazione, avesse luogo, l’enorme quantità di radiazione presente nel cosmo sotto forma di fotoni non era in grado di percorrere grandi distanze senza incontrare sulla sua strada un numero enorme di elettroni liberi in grado di diffonderla o assorbirla. La formazione dei primi atomi, con la conseguente scomparsa degli elettroni liberi, ebbe quindi l’effetto di consentire ai fotoni una maggiore libertà di movimento, e dunque di schiarire la "nebbia cosmologica" presente nell’universo primordiale. Enormi quantità di radiazione cominciarono allora a passare inalterate attraverso la materia dell’universo, raffreddandosi gradualmente con il proseguire dell’espansione: questo chiarore permea ancora oggi tutto lo spazio, e rappresenta la debole traccia della fornace primordiale di quindici miliardi di anni fa.

Il modello standard del big bang non riscosse subito grande successo. Negli anni in cui venne proposto, il programma di osservazione di Hubble non aveva ancora fornito dei risultati convincenti: in particolare, l’età calcolata per l’universo sulla base dei risultava inferiore a quella stimata dai geologi per la Terra. Questo paradosso indusse i cosmologi ad andare alla ricerca di modelli alternativi. La più famosa di queste teorie fu il modello dello "stato stazionario" (steady state), che per alcuni anni mise in ombra il modello del big bang. Secondo tale teoria, proposta da Herman Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle, l’universo è sempre stato com’è adesso, e, poiché esso si espande, nuova materia viene continuamente creata per riempire i vuoti che si aprono fra le galassie in reciproco allontanamento. La teoria dello stato stazionario richiedeva una modifica della relatività generale per giustificare la creazione continua di materia, ma tale fenomeno doveva essere talmente lento (circa una particella per chilometro cubico all’anno) che essa non era in conflitto con l’osservazione.
Intorno al 1960 la teoria dello stato stazionario venne abbandonata, in seguito alla scoperta, compiuta dall’astronomo Martin Ryle, che il numero delle sorgenti radio vicine è, per volume unitario di spazio, maggiore del numero delle sorgenti lontane. Questo fatto era in contrasto con la teoria dello stato stazionario, secondo la quale il numero di oggetti in un volume dato deve essere la stessa in ogni regione dell’universo.
Ma un’altra scoperta, ancora più sensazionale, avrebbe dato, di lì a poco, il colpo di grazia alla teoria dello stato stazionario, e confermato la validità sostanziale della teoria del big bang.



5. Lo "splendore" dell’universo


Nel 1964 i Bell Telephone Laboratories disponevano, a Holmdel nel New Jersey, di un’antenna radio costruita originariamente per comunicazione via satellite. Le caratteristiche dell’antenna ne facevano però uno strumento promettente per la radioastronomia, e due radioastronomi, Arno Penzias e Robert Wilson, cominciarono ad utilizzare l’antenna per misurare le onde radio emesse dalla nostra Galassia fuori del piano galattico stesso. L’obiettivo di Penzias e Wilson era molto ambizioso, perché le emissioni radio della nostra Galassia come della maggior parte delle sorgenti astronomiche sono difficilmente distinguibili dall’inevitabile rumore elettrico dovuto alla struttura dell’antenna e ai circuiti di amplificazione e dal rumore radio prodotto dall’atmosfera terrestre. Tuttavia, quando si tratta di studiare l’emissione radio di una sorgente "piccola", come una stella o una galassia lontana, il rumore può essere facilmente eliminato confrontando i segnali captati dall’antenna quando è puntata sulla sorgente e quando è puntata sul "cielo vuoto", visto che il rumore atmosferico ed elettrico è circa uguale ovunque.
I due radioastronomi intendevano però misurare un’emissione proveniente dalla nostra galassia, cioè, in pratica, dal cielo stesso, per cui l’eliminazione del rumore diventava un’operazione molto impegnativa.


Penzias e Wilson si accorsero ben presto che il rivelatore stava raccogliendo più rumore di quanto fosse possibile spiegare. Questa discrepanza poteva essere dovuta ad un eccesso di rumore elettrico nei circuiti di amplificazione, per cui attraverso complessi accorgimenti, i due riuscirono ad eliminare questo contributo. L’eventuale rumore proveniente dall’atmosfera poteva essere facilmente sottratto, perché la sua intensità sarebbe stata proporzionale alla profondità dell’atmosfera nella direzione di puntamento dell’antenna. Inoltre, Penzias e Wilson, nel tentativo di individuare l’origine del rumore in eccesso, si concentrarono nello spettro delle microonde, precisamente sulla lunghezza d’onda di 7,35 centimetri, alla quale il rumore radio proveniente dalla nostra Galassia sarebbe dovuto essere trascurabile: sottraendo quindi il termine atmosferico, i due si attendevano di misurare un’emissione praticamente nulla, il che avrebbe permesso di proseguire le loro osservazioni dell’emissione galattica a lunghezze d’onda più alte, con la certezza di avere finalmente eliminato i rumori di fondo.
Tuttavia, risultava ancora un rumore considerevole indipendente dalla direzione e immutabile al variare dell’ora e delle stagioni: esso non sembrava provenire dalla nostra Galassia, ma da un volume maggiore. I due radioastronomi provarono allora a verificare se si trattava di un rumore dovuto alla struttura stessa dell’antenna. Si scoprì che una coppia di piccioni aveva costruito il loro nido nell’imbuto dell’antenna: i due uccelli vennero quindi catturati, ma, una volta liberati, vennero ritrovati nuovamente dentro l’antenna. Una volta allontanati definitivamente i pennuti, ci si accorse che essi avevano tappezzato l’interno dell’antenna con quello che Penzias definì ironicamente "un bianco materiale dielettrico", che poteva essere una sorgente di rumore elettrico.
Dopo aver ripulito accuratamente il rivelatore, però, il rumore captato rimaneva pressoché immutato. Usando il linguaggio dei radioastronomi, si trattava di un rumore radio alla temperatura equivalente di circa 3,5 gradi sopra lo zero assoluto. Dentro un corpo nero, cioè un corpo cavo avente pareti opache, l’intensità del rumore radio ad una data lunghezza d’onda dipende soltanto dalla temperatura delle pareti: è possibile, quindi, descrivere l’intensità del rumore radio osservato ad una determinata lunghezza d’onda indicandone la temperatura equivalente, cioè la temperatura del corpo nero che presenterebbe al suo interno la stessa intensità radio.

Qual era dunque l’origine di quella radiazione a microonde? Come abbiamo già visto, l’idea di una radiazione di fondo che permea l’intero universo era già implicita nel modello standard del big bang di Gamow. Già nel 1948, due collaboratori di Gamow, Hermann ed Alpher, sostennero l’esistenza di una fondo di radiazione con una temperatura equivalente di 5 K. Questa idea era poi stata studiata da altri fisici nel corso degli anni Cinquanta e Sessanta, e in particolare dai fisici americani Jim Peebles e Robert Dicke, che proprio nel 1965 dimostrarono che se l’universo primordiale non fosse stato "ripieno" di una quantità enorme di radiazione dotata di un’elevata temperatura equivalente e di una lunghezza d’onda cortissima, le reazioni nucleari avrebbero generato non soltanto nuclei leggeri di idrogeno ed elio, ma anche nuclei di elementi più pesanti, il che è contraddetto dal fatto che l’universo è costituito per circa tre quarti da idrogeno.
L’immensa quantità di radiazione che riempiva l’universo nelle sue primissime fasi, era, come accennato in precedenza, come "imbrigliata" nel plasma primordiale, perché i fotoni venivano continuamente assorbiti e diffusi dagli elettroni liberi presenti. L’improvvisa scomparsa degli elettroni liberi durante l’era della ricombinazione, circa 300.000 anni dopo il big bang, spezzò questo equilibrio termico fra materia e radiazione, e permise alla radiazione di espandersi liberamente. Da quel momento in avanti, la lunghezza d’onda della radiazione di fondo, originariamente molto piccola, ha continuato a dilatarsi insieme alle dimensioni dell’universo stesso, arrivando oggi allo spettro delle microonde; e poiché la temperatura equivalente decresce all’aumentare della lunghezza d’onda, oggi noi osserviamo una radiazione di fondo di soli 3,5 K, che è un pallido resto di quello che doveva essere stato lo splendore dell’universo primitivo.

La scoperta della radiazione di fondo dell’universo primitivo da parte di Penzias e Wilson rappresentò indubbiamente una prova fondamentale della validità della teoria del big bang. L’idea centrale di un universo primordiale caldissimo e densissimo, concentrato in una porzione di spazio infinitesima, e dominato dalla radiazione, finì per diventare l’ipotesi più accreditata fra i cosmologi riguardo al problema dell’origine del cosmo. La teoria del big bang ricevette nel 1970 un’ulteriore conferma da un teorema, dimostrato dai fisici inglesi Roger Penrose e Steven Hawking, secondo il quale, come una stella soggetta al collasso gravitazionale doveva terminare in una singolarità, cioè in un punto di dimensione nulle (nel caso specifico, un buco nero), così l’universo doveva avere avuto origine in una singolarità (nel caso specifico, il big bang).



6. Lo scenario inflazionario e la fluttuazione del vuoto


Dopo la conferma venuta dalla scoperta della radiazione di fondo, la teoria del big bang conobbe un periodo di grande popolarità. Tuttavia, i fisici si accorsero ben presto dell’esistenza, nel quadro di riferimento, di alcune incongruenze che rendevano necessario un aggiustamento della teoria. Intorno al 1980, per risolvere questi problemi, che accenneremo oltre, il fisico americano Alan Guth suggerì che l’universo attraversò, durante la sua fase iniziale, un periodo di espansione rapidissima, chiamato inflazione.

Per comprendere l’essenza della teoria inflazionaria, è necessario partire del concetto di vuoto. Secondo la teoria quantistica, il vuoto non è mai esattamente vuoto, nel senso che particelle dette virtuali possono apparire spontaneamente dal nulla per poi sparire in tempi brevissimi: questo fatto modifica profondamente il nostro concetto abituale di spazio vuoto, perché comporta una violazione del principio di conservazione dell’energia e della massa, seppure per periodi infinitamente brevi. Il vuoto, dunque, lungi dall’essere uno spazio inerte, viene descritto dalla teoria dei quanti come un mare colmo di effimere particelle virtuali che emergono, interagiscono e svaniscono nell’arco di periodi infinitesimi.
L’attività incessante del vuoto è stata dimostrata in un esperimento compiuto dal fisico olandese Hendrik Casimir. Due lastre metalliche, poste l’una di fronte all’altra a breve distanza, riflettono avanti e indietro la luce presente nello spazio intermedio escludendo alcune frequenze, così come un musicista che fa vibrare una corda fissata a due estremi ottiene soltanto certe frequenze fisse, che sono la frequenza della nota musicale desiderata e tutte le sue armoniche di ordine superiore. Pensando la luce in termini di fotoni, è come se alcuni di loro venissero esclusi nello spazio tra le lastre, con l’effetto che ci saranno più fotoni fuori di questo spazio che fra le lastre. Si potrà osservare quindi una pressione dei fotoni esterni che spingerà le lastre l’una contro l’altra; Casimir rilevò che questo fenomeno avviene anche se l’esperimento viene compiuto in un contenitore dove si sia fatto il vuoto, dimostrando così l’esistenza di fotoni virtuali. Se viene fornita sufficiente energia, le particelle virtuali possono diventare reali, cioè "materializzarsi", fenomeno questo che avviene spesso all’interno degli acceleratori di particelle, oppure anche nel sistema di Casimir quando viene fornita energia agitando vigorosamente una delle lastre. L’energia necessaria a materializzare le particelle virtuali può essere fornita anche da un forte campo gravitazionale: è ciò che, secondo Stephen Hawking, avviene in prossimità dei buchi neri ed è alla base del fenomeno noto come evaporazione dei buchi neri.

Pare che questo fenomeno di "fluttuazione del vuoto" non sia riservato esclusivamente alla materia, ma che si possa estendere allo spazio-tempo stesso. Alcuni fisici ritengono infatti che, su scale molto ridotte, dell’ordine di grandezza della lunghezza di Planck, che è pari a 10-35 metri, lo spazio-tempo manifesti un comportamento diverso, di tipo quantistico, ed assuma quindi un aspetto discreto, o "schiumoso" (spacetime foam); essendo anche lo spazio-tempo soggetto alle leggi quantistiche, si suppone che anch’esso possa andare incontro a fenomeni di fluttuazione simili a quelli descritti per la materia, cioè che si formino, sempre alla scala di Planck, "bolle" virtuali di spazio-tempo, delle dimensioni della lunghezza di Planck, che spariranno, al pari delle particelle virtuali, in tempi brevissimi, dell’ordine dei 10-43 secondi, che è detto tempo di Planck.
In altre parole, anche lo spazio-tempo può crearsi dal nulla grazie a fluttuazioni quantistiche, e ciò, probabilmente, accade in continuazione negli interstizi del nostro universo, nelle profondità dello spazio-tempo, alla scala della lunghezza di Planck. Sicuramente potremo comprendere meglio i meccanismi insiti in questo fenomeno quando potremo disporre di una "teoria del tutto" (theory of everything), o "teoria della gravità quantistica", che i fisici stanno cercando con grande impegno e che dovrebbe unificare la teoria della gravità, cioè la relatività generale, con la teoria quantistica. Tuttavia, appare fin d’ora ragionevole ipotizzare che anche il nostro spazio-tempo sia emerso da una fluttuazione quantistica, e che sia però riuscito ad evitare di svanire dopo un tempo infinitesimo grazie proprio alla fase di rapidissima espansione suggerita da Guth.

Sempre secondo la teoria quantistica, il vuoto può trovarsi in uno stato "eccitato", cioè ad un livello di energia più alto. In queste condizioni, il vuoto ribolle, come al solito, di particelle virtuali, ma è fortemente instabile, e tende a decadere in brevissimo tempo rilasciando la sua energia e producendo particelle reali. Lo stato eccitato del vuoto primordiale derivava dal fatto che la temperatura era scesa sotto un livello critico al quale doveva avvenire quella che i fisici chiamano una transizione di fase o anche una rottura della simmetria, nel caso specifico la separazione tra la forza nucleare forte e la forza elettrodebole: ma questa separazione non era avvenuta, e per questo il vuoto si trovava in uno stato instabile, caratterizzato da un eccesso di energia non spesa, eccitato appunto.
Questa situazione può essere paragonata al fenomeno noto come "sottoraffreddamento", che consiste nel raffreddare dell’acqua, seguendo particolari accorgimenti, al di sotto di zero gradi centigradi, senza che si formi ghiaccio, cioè senza che avvenga la transizione di fase: l’acqua sottoraffreddata è ovviamente instabile, nel senso che la minima perturbazione la farebbe congelare, provocando un rilascio improvviso di calore.
L’eccesso di energia che caratterizza il vuoto eccitato si manifesta attraverso una proprietà esotica: una enorme pressione negativa, che tende a produrre una specie di effetto antigravitazionale, in grado di vincere l’azione della forza di gravità. Guth suggerì allora che una fluttuazione quantistica dello spazio-tempo generò, 14 miliardi di anni fa, un minuscolo universo-bolla in uno stato di vuoto eccitato, e che l’enorme antigravità risultante riuscì a gonfiare la bolla in modo esplosivo, facendo espandere l’universo, che già era in espansione secondo il modello standard, ad una velocità sempre crescente.
Secondo questo scenario, la fase inflattiva ebbe inizio al tempo cosmico 10-35 secondi, e durò fino al tempo 10-32 secondi: durante questo brevissimo periodo, il raggio dell’universo aumentò di 1027 volte, passando da 10-28 metri a 10 centimetri. Questi numeri danno l’idea di quanto dirompente possa essere stata la repulsione prodotta dalla pressione del vuoto eccitato; vale la pena sottolineare che, durante la fase inflattiva, la velocità di espansione era addirittura crescente, cioè il raggio dell’universo aumentava in modo esponenziale.



L’inflazione terminò nel momento in cui il vuoto eccitato decadde rilasciando la sua enorme energia sotto forma di particelle materiali e calore, e dando così origine all’universo caldo; in quell’istante anche la forza esplosiva dell’antigravità si esaurì, ma l’espansione proseguì per inerzia, rallentando progressivamente per opera della gravità. In quell’istante si verificò finalmente la rottura della simmetria fra le forze, ma sembra che tale transizione di stato non avvenne in modo uniforme in tutto l’universo, ma piuttosto attraverso un meccanismo chiamato "nucleazione": in altre parole, "bolle" della nuova fase comparvero casualmente e crebbero fino a fondersi tra loro e riempire infine tutto lo spazio. All’interno delle bolle, l’inflazione si bloccò improvvisamente, e venne restituita l’enorme riserva di energia termica sottratta durante l'inflazione. L’universo tornò quindi in uno stato di altissima temperatura e continuò ad espandersi, ma in modo rallentato, secondo il modello standard.
La modalità in cui le "bolle" della nuova fase di simmetria rotta dovettero fondersi fra loro ha rappresentato la principale difficoltà teorica del modello inflazionario: i calcoli mostrarono che l’espansione cosmica era così veloce che le bolle non sarebbero mai riuscite ad incontrarsi ed unirsi. Per risolvere questa incongruenza sono state apportate, al modello originario di Guth, diverse modifiche, la più importante delle quali è il cosiddetto modello inflazionario caotico proposto nel 1983 dal fisico russo Andrej Linde. Tale teoria non chiama in causa il sottoraffreddamento per spiegare l’eccitazione del vuoto e la fase di inflazione, ma ipotizza l’esistenza, nel vuoto primordiale, di un esotico "campo di spin zero", che avrebbe avuto, grazie a fluttuazioni quantistiche, valori più alti in alcune regioni: ciò avrebbe provocato, in queste regioni, un effetto antigravitazionale capace di provocare l’espansione inflazionaria, e una di queste regioni si sarebbe trasformato nel nostro universo.



7. L’Universo è un pasto gratis


Il modello inflazionario, come si è già accennato, fu originariamente introdotto per spiegare alcune incongruenze insite nel modello standard di Gamow.
La prima incongruenza è nota come problema dell’orizzonte. Noi non possiamo vedere regioni dell’universo più lontane di circa 14 miliardi di anni luce, perché la luce proveniente da quelle regioni non ha ancora avuto il tempo per raggiungerci nei 14 miliardi di anni trascorsi dall’origine dell’universo. Il confine che racchiude la regione di universo che noi possiamo vedere viene chiamato orizzonte. Il significato del concetto di orizzonte è molto importante, perché oltre a non poter vedere le regioni cosmiche che stanno al di fuori di esso, noi non possiamo nemmeno comunicare né interagire in qualsiasi modo con le regioni esterne, visto che nulla può trasmettersi ad una velocità superiore a quella della luce.
Nel passato questa regione era ovviamente più piccola: al tempo cosmico di 1 secondo, ad esempio, aveva un raggio di un secondo luce, cioè 300.000 km, mentre al tempo 10-35 secondi il raggio era di soli 10-35 × c = 10-27 metri. Secondo il modello standard del big bang, in quell’epoca l’universo aveva un raggio di circa 1 mm, che è 1024 volte più grande dell’orizzonte cosmico a quell’epoca: ciò significa che in quell’epoca l’universo era diviso in 1072 minuscole regioni, con le stesse dimensioni dell’orizzonte cosmico, che non potevano comunicare tra loro in alcun modo. Com’è possibile allora che l’universo attuale sia uniforme su vasta scala, fatto questo che costituisce l’assunto del principio cosmologico? Perché la radiazione di fondo a microonde ci appare perfettamente uguale in tutte le direzioni? Le diverse regioni dell’universo primordiale avrebbero dovuto "cooperare" così da ottenere l’uniformità che oggi osserviamo.
Ebbene, la teoria inflazionaria risolve elegantemente il problema dell’orizzonte, perché, secondo tale modello, al tempo cosmico 10-35 secondi, l’universo doveva ancora attraversare la fase inflazionaria, e aveva un raggio di soli 10-28 metri, e non di 1 millimetro come si ricavava dal modello standard: l’orizzonte cosmico di quell’epoca poteva quindi contenere agevolmente l’intero universo, eliminando ogni dubbio relativo alla omogeneità dell’universo.

Il secondo difetto del modello standard riguarda la velocità dell’espansione cosmica. Se il big bang fosse stato meno dirompente e la velocità iniziale dell’espansione fosse stata inferiore, la forza di gravità avrebbe già frenato la dilatazione e avrebbe fatto collassare l’universo dopo un tempo brevissimo. Se al contrario la forza dell’esplosione iniziale fosse stato appena più violenta, la materia si sarebbe troppo diluita nello spazio, e la gravità non sarebbe mai stata in grado di addensarla localmente per formare le galassie e le stelle. Pare insomma che l’intensità del big bang sia stata scelta in modo così preciso da evitare queste due alternative, e mantenere l’universo sul sottilissimo confine critico: questa perfetta calibrazione ha qualcosa di stupefacente ed affascinante, se è vero che sarebbe bastato un rapporto tra forza esplosiva e forza gravitazionale diverso di una parte su 1060 per far deviare l’evoluzione cosmica verso una delle due alternative "degeneri" che abbiamo descritto.
Ebbene, anche questo fatto viene giustificato dalla teoria dell’inflazione, perché la velocità di espansione dell’universo dovrebbe diventare, nel modello di Guth, automaticamente molto vicina alla velocità critica.
Un modo molto diverso, decisamente più ardito e fantasioso, di spiegare il paradosso si serve ancora della teoria inflazionaria, ma in particolare si rifà al modello caotico di Linde. Abbiamo già accennato come, secondo questo modello, il nostro universo sia semplicemente una delle tante bolle che possono crearsi, a causa di fluttuazioni quantistiche del campo di spin zero. Ognuno di questi universi-bolla avrà una velocità di espansione diversa, leggi fisiche diverse, un numero di dimensioni diverse. L’intensità dell’esplosione iniziale fu perfettamente calibrata per generare l’universo come noi lo vediamo proprio perché solo un siffatto universo avrebbe potuto evolversi in modo tale che, un giorno, delle creature potessero constatare la perfezione della spinta primordiale; in altri termini, fra tutti gli universi che germogliano di continuo nelle pieghe dello spazio-tempo, alcuni di essi, e fra questi il nostro, sono stati abbastanza fortunati da partire con la perfetta intensità esplosiva, e per questo sono riusciti ad evitare sia il collassamento immediato, sia la dispersione totale.
Come scrive Hawking, la situazione è simile ad un gruppo di scimmie dattilografe, che battono a caso sui tasti di macchine da scrivere: la maggior parte di esse produrrà testi privi di senso, ma non è escluso che ogni tanto una delle scimmie scriva, accidentalmente, un sonetto di Shakespeare! Lo stesso Hawking definisce questa teoria come principio antropico forte; più recentemente, la stessa posizione è stata definita come teoria del "multiverso". Si tratta, a ben vedere, di una versione cosmologica della teoria della selezione naturale di Darwin: solo gli universi ben costruiti, cioè quelli con le "giuste" leggi della fisica, il "giusto" numero di dimensioni spazio-temporali, la "giusta" velocità di espansione iniziale, riescono a sopravvivere.

Il modello dell’universo inflazionario si trova ancora nella sua infanzia, e nuove versione vengono continuamente proposte dai fisici. Forse è ancora prematuro affermare che lo scenario inflazionario è corretto, ma di sicuro ha dimostrato di potere spiegare in modo elegante, oltre che le incongruenze del modello standard, anche molte delle osservazioni effettuate.
Una importantissima prova a sostegno della validità del modello inflazionario giunse nell’aprile 1992 dal satellite COBE (COsmic Background Explorer) lanciato dalla NASA. Il satellite COBE comprendeva tre strumenti diversi, costruiti per svolgere altrettanti esperimenti: il primo, conosciuto come FIRAS (Far InfraRed Absolute Spectrometer), avrebbe dovuto confermare che la radiazione di fondo a microonde presenta le caratteristiche tipiche di una emissione di corpo nero; il secondo, denominato DMR (Differential Microwave Radiometer), serviva a rilevare eventuali disomogeneità nella radiazione di fondo; il terzo esperimento, chiamato DIRBE (Differential Infrared Background Experiment), mirava a raccogliere dati sulla luce infrarossa delle galassie più lontane. Mentre quest’ultimo esperimento non ha fornito a tutt’oggi indicazioni rilevanti, i primi due hanno invece raccolto informazioni perfettamente in linea con la teoria: in particolare, FIRAS ha confermato la natura di corpo nero del fondo a microonde, come previsto dal modello del big bang, mentre DMR ha osservato un profilo di intensità praticamente identico a quello predetto dalla teoria inflazionaria.



Osservazioni successive hanno confermato nella radiazione di fondo l’esistenza delle lievissime increspature e discontinuità previste dalla teoria: l’ultimo esperimento di questo tipo è stato compiuto dal pallone Boomerang (Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geophysics), il quale, tra il 29 dicembre 1998 e l’8 dicembre 1999, ha sorvolato l’Antartide trasportando un telescopio da 1,3 metri che ha raccolto i dati necessari.

Lo scenario dell’universo inflazionario rappresenta, attualmente, il miglior modello in nostro possesso per spiegare l’origine del cosmo. Il filosofo romano Lucrezio scrisse che "niente può venire dal niente", e l’economista John Keynes affermò, più prosaicamente, che "non esistono pasti gratis". Eppure, la teoria dell’inflazione sembra proprio in grado di spiegare come, dal vuoto, si sia formata, grazie a fluttuazioni quantistiche, una bolla di spazio-tempo che, gonfiandosi in modo spaventosamente rapido, è diventata il nostro universo. Come ha osservato il padre dell’inflazione, Alan Guth: "l’universo è stato il primo e l’ultimo pranzo gratis che ci sia stato servito".



8. Il "film" della Creazione


Dopo aver discusso i dettagli delle teorie sull’origine del cosmo, siamo finalmente in grado di ripercorrere, come in un appassionante film, la storia dell’origine del cosmo. Riprendendo l’idea che Steven Weinberg utilizzò nel suo celebre libro I primi tre minuti, descriveremo, fotogramma per fotogramma, i primissimi istanti dell’universo: diversamente dal grande fisico inglese, però, abbiamo oggi la fortuna di poter risalire fino alle primissime frazioni di secondo, cosa che, prima dell’avvento della teoria inflazionaria, era completamente impossibile.
E’ comunque necessario mettere in guardia il lettore su un fatto importante: la teoria del big bang e lo scenario inflazionario sono, come già detto, i modelli migliori in nostro possesso per descrivere l