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Prima di spengersi nell’eterno silenzio, però, stelle di massa almeno otto volte quella del Sole, mettono in scena uno dei drammi più spettacolari cui ci sia dato di assistere. In una prima e lunga fase, come tutte le altre stelle, bruciano il combustibile primario, l’idrogeno, convertendolo in elio e altri elementi. Il Sole è in questa tranquilla fase, detta di sequenza principale, e ci resterà per altri miliardi di anni. Esaurito 1’P drogeno, nulla impedisce alla stella di collassare sotto la propria gravità. Il collasso riscalda il cuore dell’astro fino alla soglia oltre la quale si innesca la combustione nucleare dell’elio. Questa fase è molto più rapida della precedente. Dopo pochi milioni di anni anche l’elio è convertito in elementi più pesanti, e si ripete il processo di collasso e riscaldamento. Questa volta però il collasso è repentino e violentissimo, e altrettanto violento il riscaldamento. La stella non riesce a dissipare la radiazione così prodotta, e la pressione si accumula negli strati esterni. Nel giro di un secondo, la pressione accumulata fa esplodere tutti i gas esterni al nucleo centrale compatto, come in una pentola a pressione dalla valvola otturata.
Durante l’esplosione, queste stelle diventano per pochi giorni luminose quanto miliardi di stelle in quiete: sono le supernovae. I gas espulsi a velocità vicine a quelle della luce formano una sorta di bolla in espansione, al cui centro giace il cuore nudo dell’antica stella.
Le nebulose delle supernovae, con i loro brillanti filamenti di gas fluttuanti nello spazio oscuro, sono alcuni degli oggetti più belli visibili al telescopio.
Che cosa ci può insegnare un evento così violento e caotico?
Il fatto è che, senza questa morte violenta, non si avrebbe un ricambio efficiente di nuove stelle, per sostituire le stelle più anziane. Le galassie, infatti, sono sistemi in continua evoluzione. Le stelle più antiche muoiono, e stelle giovani si formano in continuazione. Ma per formarsi, le stelle hanno bisogno di estese e dense nubi di gas; estese, per contenere massa sufficiente a formare una stella, e dense (e quindi opache alla luce proveniente dalle stelle già formate), per fare in modo che al loro interno siano abbastanza fredde da non resistere al collasso gravitazionale. Questo denso gas è fornito primariamente dal gas espulso violentemente e a grandissima distanza dalle supernovae. Se tutte le stelle si spegnessero lentamente e senza apprezzabile emissione di gas nello spazio, dopo la prima generazione di stelle la galassia si esaurirebbe completamente, senza mai più riaccendersi. Le supernovae, invece, forniscono tutto il materiale di cui si ha bisogno per formare nuove stelle (e pianeti); anzi, l’energia dei gas espulsi può perfino accelerare il processo di formazione di nuove stelle, ammassando nuovo gas su nubi preesistenti nello spazio galattico.
Le supernovae hanno anche un’altra unica proprietà, letteralmente preziosa. Come vedremo poi, tutti gli elementi si sono formati a partire dall’unico ingrediente iniziale, l’idrogeno, l’elemento più leggero di tutti. I fabbri che hanno forgiato tutti gli altri elementi sono i nuclei delle stelle (a parte una componente primordiale di elio), che fondendo due nuclei di idrogeno hanno formato l’elio, con due nuclei di elio hanno formato il berillio, eccetera. Possiamo allora arrivare
fino all’uranio, l’elemento più pesante tra quelli stabili? No: con gli alambicchi stellari arriviamo solo fino al ferro, che contiene 26 protoni, molti meno dell’uranio, che ne ha 92. Dall’idrogeno al ferro, le stelle sfornano in abbondanza altri elementi come carbonio, ossigeno, calcio, magnesio, tutti elementi ampiamente utilizzati dalle cellule degli esseri viventi. Il ferro è tremendamente stabile (e quindi difficile da lavorare se non ad alte temperature: il faticosissimo ferro dell’Iliade); per produrre elementi più pesanti dobbiamo impiegare un’energia molto maggiore di quella che una stella raggiunge in condizioni normali. La fine di ogni stella di tipo medio, come il Sole, si ha quando tutto il combustibile nel nucleo si è tramutato da idrogeno in elio, fino a elementi più pesanti come ossigeno, carbonio, ferro. Non a caso, questi ultimi sono abbondanti sul nostro pianeta, come in tutti gli altri pianeti di tipo terrestre.
Qui rientrano in scena le supernovae. Sono esse, infatti, gli alchimisti che trasformano l’idrogeno in oro. Al momento dell’esplosione, si raggiungono condizioni di pressione e temperatura sufficienti a superare la barriera del ferro, e si formano finalmente gli elementi più pesanti. Anche così, comunque, più un elemento è pesante, più è difficile produrlo, e quindi più raro diventa. Questo spiega perché i materiali preziosi, come oro, argento, platino, uranio, siano anche tra i più pesanti. A fare il ferro son buone (quasi) tutte le stelle, ma per oro e argento dobbiamo rivolgerci al deus ex machina di una supernova. Ogni grammo d’oro sul nostro pianeta viene direttamente da qualche supernova esplosa nelle vicinanze del Sole prima della sua formazione.
Possiamo dire di più: ogni atomo della Terra, che non sia d’idrogeno o di elio, compresi quelli all’interno del nostro corpo, proviene dai detriti di stelle estinte da cinque miliardi di anni. Polvere di stelle siamo, polvere di stelle ritorneremo.
Che la vita sul nostro pianeta dipenda da qualche supernova ancestrale ci illumina d’immenso. Che dipenda dall’intera galassia, ci lascia senza parole. Eppure è così. Se non ci fosse il campo gravitazionale dell’intera galassia, il gas espulso dalle supernovae si disperderebbe nello spazio esterno, e non avrebbe più la possibilità di arricchire l’atmosfera galattica, e quindi di ricollassare in nuove stelle. La galassia invecchierebbe come un terreno mai concimato, e non produrrebbe più nuovi sistemi stellari. Gli ammassi globulari, che possiedono il misero numero di un milione di stelle al massimo, soffrono proprio di questa sindrome da invecchiamento: sono infatti troppo piccoli per trattenere i gas espulsi dalle stelle, e in essi non si formano nuove generazioni. Ci vuole un’intera galassia per fare un fiore.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 38
La Via Lattea termina bruscamente. Allontanandoci dal piano galattico, per esempio in direzione dell’Orsa Maggiore, dopo poche centinaia di anni-luce ci lasciamo alle spalle le ultime stelle e ci affacciamo sull’immensa oscurità dello spazio intergalattico. Superate queste colonne d’Ercole, troveremo ancora alcune centinaia di agglomerati satelliti della nostra galassia, gli ammassi globulari, densamente abitati da centinaia di migliaia di stelle. Gli ammassi globulari sono dei luoghi che varrebbe veramente la pena visitare in un immaginario tour cosmico. Non ci sono gas, né polveri, né altro materiale che attenuino la luce delle stelle, che quindi brillano maestose e fittissime, cento volte di più che nelle nostre notti.
La Via Lattea, la galassia di Andromeda, che è un po’ la nostra gemella, e circa altre trenta galassie minori formano il Gruppo Locale, primo, e poco notevole, rappresentante di una gerarchia ancora non completamente nota di strutture extragalattiche. A circa 15 megaparsec, in direzione della costellazione della Vergine, troviamo un elemento più consistente della gerarchia: l’ammasso della Vergine, un gigantesco insieme di alcune centinaia di galassie raccolte in pochi milioni di anni-luce. Come tutti gli ammassi, anche quello della Vergine è tenuto insieme dalla forza di gravità che ogni galassia esercita sulle altre. Tutte le galassie membri dell’ammasso si muovono un po’ caoticamente al suo interno, senza però uscirne mai, intrappolate dal campo gravitazionale.
L’ammasso è un ambiente affollato: mentre è praticamente impossibile per una stella incontrarne per caso un’altra nella sua orbita intorno al centro galattico, l’incontro tra due galassie all’interno di un ammasso è un evento piuttosto comune.
L’ammasso più imponente che conosciamo si trova a circa 70 megaparsec, nella direzione della costellazione della Chioma di Berenice, da cui prende il nome. Questo ammasso è ancora più grande di quello della Vergine, e probabilmente ne esistono di ancora più estesi. Ma non dobbiamo ricavare la falsa impressione che l’universo sia composto di isole di galassie - gli ammassi - immerse in un oceano di spazio disabitato: questa è una visione della geografia cosmica che era in voga fino ad alcuni anni fa. Ora le nuove campagne di osservazione in profondità hanno mostrato un’architettura estremamente più complessa. La maniera migliore di farsi un’idea della nuova cosmografia è andare in riva al mare e osservare la schiuma di un’onda. La schiuma del mare non è formata da punti bianchi isolati e neppure da bolle regolarmente spaziate e della stessa dimensione; inoltre, non ci sono solo bollitine, ma si vedono anche filamenti, e vuoti, e strutture di tutte le dimensioni. Così ci appare l’universo, almeno quello disegnato dalla distribuzione delle galassie. Siamo arrivati, come detto, all’ammasso della Chioma, a circa 70 megaparsec di distanza. La luce percorre questa distanza in circa 200 milioni di anni.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 41
Hubble scoprì che l’universo si espande. Forse dopo quella di Copernico questa è la seconda rivoluzione dell’astronomia. Non solo le stelle sono tante, forse infinite. Non solo esistono altre galassie contenenti miliardi di stelle, a distanze di milioni di anni-luce da noi. Non solo l’universo è miliardi di volte più grande di quanto gli astronomi pensassero fino a pochi decenni prima. Ma si espande pure! Facciamo attenzione: le stelle non si espandono; le singole galassie neppure. Anche le poche galassie vicine, come Andromeda e le altre sorelle del Gruppo Locale, non si allontanano l’una dall’altra. Dovunque l’attrazione gravitazionale è abbastanza forte, le strutture sono stabili e più o meno stazionarie. Ma appena si comincia a guardare l’universo da una certa distanza, appena si considerano due galassie abbastanza lontane tra loro da non attirarsi fortemente, ecco che prevale un inaspettato moto d’insieme. Salvo alcune molto vicine, tutte le galassie dell’universo sono soggette a redshift, ossia si allontanano da noi, e a gran velocità. Qui inizia veramente la cosmologia moderna.
Hubble sintetizzò le sue scoperte nel 1936 nel libro The Realm of the Nebulae, il regno delle nebulose, come ancora venivano indicate le galassie. Hubble scoprì diversi fatti fondamentali. Il primo, che le galassie, in grande maggioranza, si allontanano da noi. Il secondo, che questo moto è isotropo, cioè è simile in tutte le direzioni del cielo. Il terzo, e il più importante, che più una galassia è lontana, più è veloce il suo moto di recessione, in maniera direttamente proporzionale. Questo terzo fatto è detto legge di Hubble.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 44
La prima cosa che si nota nella soluzione di Schwarzschild è che lo spazio-tempo ha una sorta di frontiera. O meglio, ce l’ha se il corpo è così compatto e massiccio da non permettere nemmeno alla luce di fuoriuscire dal campo gravitazionale. Un corpo così compatto è il famoso buco nero. Ogni corpo può ambire a diventare un buco nero, basta comprimerlo sufficientemente. Il Sole diventa un buco nero se comprimiamo la sua massa entro un diametro di 2,5 chilometri. La Terra dovrebbe ridursi a un mezzo centimetro di diametro. A una certa distanza dal centro del buco nero, lo spazio-tempo è così distorto da allungare i tempi all’infinito, e accorciare le lunghezze a zero. Vale a dire, se mettiamo un orologio in prossimità di questa zona, e lo guardiamo da lontano, vedremo i tic tac intervallati non da secondi, ma da minuti, giorni, secoli. Se un’astronave si avvicina a questa distanza, detta raggio di Schwarzschild, la vedremo avvicinarsi indefinitamente, senza mai raggiungerla. Per noi, l’astronave sarà sempre nel nostro universo, sempre visibile, anche se i messaggi radio che ci lancia saranno sempre più biascicati, come di un giradischi che si spenge. Per gli astronauti, invece, dopo un breve tempo di caduta, l’astronave supera il raggio di Schwarzschild ed entra, se è sopravvissuta allo stritolamento del campo gravitazionale, all’interno del buco nero. Il nostro tempo e quello dell’astronave sono ora irriconciliabilmente diversi: mentre loro si avventurano nel mondo incognito del buco nero, per noi rimangono sempre al di qua della frontiera.
È facile a questo punto lasciar le briglie sciolte alle fantasie fisico-matematiche. Dentro il buco nero c’è un altro universo, in cui il tempo scorre all’indietro; oppure il tempo non esiste, o magari si scambia di posto con lo spazio. Un universo in cui tutto è già successo, in cui eravamo prima di esserci e ci saremo dopo esserne usciti; o magari un universo pieno di tutte le teorie fallite che qualche mente del nostro mondo ha escogitato. La realtà è più prosaica: oltre il raggio di Schwarzschild c’è della solida materia, quella della stella che collassando liberamente si è chiusa dentro se stessa. Certo, in che stato sia
questa materia ultracompressa, come (e se) si interrompa il moto di collasso della stella, ci è del tutto ignoto. Alcuni fisici sostengono che la materia che collassa curva così radicalmente lo spazio da creare una sorta di sacca spazio-temporale completamente sconnessa dal nostro universo. Ma oltre la frontiera del buco nero tutte le nostre teorie sono per ora senza riscontro.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 91
L’interazione gravitazionale agisce tra particelle dotate di massa o energia; la massa è la carica del campo gravitazionale. Le caratteristiche che rendono unico il campo gravitazionale è che tutte le particelle sono dotate di massa, e che non esiste una massa negativa (mentre esiste, per esempio, una carica elettrica negativa). Ora, la costante cosmologica non ha carica né elettrica né di altro tipo, e quindi non si può né vedere né toccare (processi che richiedono un’interazione elettromagnetica), ma possiede una massa ben definita e quindi esercita attrazione gravitazionale proprio come se fosse materia ordinaria. Un pianeta fatto di falso vuoto, se mai tale mostro fosse possibile, sarebbe perciò invisibile, intoccabile, inafferrabile, ma riuscirebbe comunque ad attrarre incaute astronavi di passaggio, che si troverebbero avvinte da una mano invisibile fin verso il centro del pianeta, per poi attraversarlo senza danno (quasi, perché anche la forza gravitazionale può stritolare!) fino a uscirne dalla parte opposta. Una specie di fantasma di buco nero.
Ma insomma, che ci si può fare con questo imprendibile falso vuoto? Il fatto è che l’universo, nel suo insieme, si espande a seconda di quanta e quale materia contiene, come abbiamo visto nel primo capitolo. In particolare, a seconda della densità di materia e della sua pressione. Il falso vuoto ha infatti un’ennesima, insolita proprietà: contrariamente al vuoto normale, possiede una pressione non nulla, proprio come se fosse un gas di particelle. Solo che questa pressione, anziché spingere verso l’esterno, come un vero gas, spinge verso l’interno, come se fosse una sorta di colla. Ovvero, il falso vuoto ha una pressione negativa, altrimenti detta tensione. A che serve questa pressione negativa? Qui arriva il punto cruciale. Nelle equazioni gravitazionali di Einstein, la pressione genera una forza gravitazionale proprio come la densità di massa ed energia. La pressione, infatti, è una sorta di energia: la pressione di un gas, per esempio, è data dal moto incessante delle particelle componenti, cioè dalla loro energia cinetica. Maggiore è la pressione di un corpo, maggiore è il suo campo gravitazionale, maggiore è la forza attrattiva che esercita su altri corpi. Ma poiché il falso vuoto ha una pressione negativa, si genera una forza gravitazionale negativa, cioè una repulsione. Questa repulsione accelera l’espansione dell’universo.
Forse il lettore avrà notato un paradosso: la costante cosmologica è una sorta di colla, dotata di tensione, ma invece di resistere all’espansione, la accelera. La spiegazione del paradosso sta nel fatto che la pressione spinge, ovvero può esercitare la sua forza, solo se dall’altra parte c’è qualcosa con una pressione diversa, come un gas compresso che solleva il pistone perché dall’altra parte c’è la minore pressione dell’atmosfera. Ma nell’universo omogeneo non c’è nulla « dall’altra parte », perché ogni punto ha la stessa pressione. La pressione negativa della costante cosmologica non può quindi resistere all’espansione; ma il suo campo gravitazionale negativo, come abbiamo detto, può accelerarla.
L’energia del falso vuoto agisce forzando l’espansione dello spazio, accelerando l’universo, proprio come se la costante cosmologica pompasse continuamente gas nel nostro cosmopalloncino, al contrario della materia ordinaria, come quark e fotoni, che dà vita a un’espansione rallentata. Un universo accelerato ha delle proprietà completamente diverse da uno rallentato: anzi, ha proprio le qualità che ci servono. L’accelerazione, infatti, spiana l’universo. Se prendiamo un cosmo fortemente curvo, e lo espandiamo per un certo tempo in maniera accelerata, questo si appiattisce: ovvero lo spazio contenuto all’interno dell’orizzonte visibile diventa simile a un normale spazio piatto. Potremmo dire che lo spazio in espansione accelerata riesce a nascondere la curvatura oltre l’orizzonte. Al contrario, come visto prima, se l’espansione è quella ordinaria, non accelerata, quella insomma dovuta alla materia normale, lo spazio tende a incurvarsi: il raggio di curvatura è visibile nel nostro orizzonte. È come se vivessimo su una Terra in espansione e, a bordo di un aereo supersonico, cercassimo di fare il giro del mondo per provare che il pianeta è rotondo. Se l’aeroplano è molto veloce, prima o poi riusciremo a completare il viaggio; ma se l’espansione della Terra è accelerata, e quindi la sua velocità aumenta senza limite, sarà quest’ultima a vincere. L’aereo non potrà mai uscire dal suo orizzonte, e la sua porzione di Terra visibile sarà sempre più simile a una superficie piatta.
Ricapitolando, l’idea di Guth è tutta qui: supponiamo che, nei primi istanti di vita dell’universo, la presenza di una costante cosmologica abbia accelerato l’espansione così tanto da appiattire lo spazio; se questo processo è stato abbastanza efficiente, la successiva fase rallentata, che dura tuttora, non ha avuto tempo di incurvarlo nuovamente. Insomma, se il ferro da stiro cosmico ha funzionato bene, lo spazio resta piatto per un mucchio di tempo. Quindi oggi osserviamo “Omega-zero” vicino all’unità, cioè uno spazio quasi piatto, semplicemente perché l’espansione primordiale accelerata ha steso ben bene lo spazio curvo. Questa fase accelerata è detta inflazione cosmica.
L’inflazione ha gonfiato le dimensioni dell’universo di un fattore enorme in pochissimo tempo. Circa 10-33 secondi dopo il big bang (per esteso, questo equivale a un milionesimo di miliardesimo di miliardesimo di miliardesimo di secondo!) dovrebbe essersi già conclusa. In questo nonnulla di tempo, l’inflazione ha espanso l’universo di un fattore pari ad almeno 10-30 volte (e stavolta risparmio la scrittura estesa). Fino a oggi, cioè dopo venti miliardi di anni, la successiva espansione rallentata non è stata capace di fare meglio: dalla fine dell’inflazione, infatti, l’universo si è espanso di giusto altrettante volte. E probabilmente, l’inflazione ha fatto molto di più di quanto era sufficiente per risolvere i problemi.
Il problema dell’uniformità del fondo cosmico viene risolto dal meccanismo inflazionario tanto facilmente quanto il problema della curvatura. Infatti, durante l’espansione inflazionaria, la luce può percorrere distanze enormemente superiori a quelle del modello friedmanniano; ovvero, la velocità della luce durante l’espansione inflazionaria è molto maggiore dei 300.000 km/sec che misuriamo oggi. Possiamo pensare che la luce sia aiutata dalla rapida espansione e quindi riesca a mettere in contatto due punti che altrimenti non avrebbero mai potuto parlarsi. Quindi, il fatto che regioni distanti sul fondo cosmico abbiamo la stessa temperatura (cioè emettano la stessa quantità di radiazione) non è più un gran mistero: quelle regioni erano ben in contatto tra loro durante l’inflazione, e dunque possono comprensibilmente avere le stesse caratteristiche (non che sia necessario, ma almeno è pensabile).
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 113
Il giovane Guth ci aveva già pensato, e aveva avanzato una prima idea. L’inflazione è dovuta all’energia del falso vuoto, come abbiamo detto. Basta sottrarre l’energia al vuoto e l’inflazione finisce. Insomma, se il problema della costante cosmologica è che è troppo costante, mettiamoci dentro un meccanismo a orologeria tale che, all’ora X, la costante svanisca. Elementare. Quindi, per riassumere, l’inflazione non è altro che un ferro da stiro cosmico a orologeria. Un gioiellino di meccanica cosmica. Il meccanismo a orologeria, proprio come il ferro da stiro, esisteva già, nella « camera delle meraviglie » della cosmologia, e ha il curioso nome di tunneling quantistico.
Sappiamo bene quanto sia difficile alzarsi quando si è ben sprofondati in una comoda poltrona. Per farlo dobbiamo vincere, oltre che la pigrizia, la forza di gravità che ci tiene legati alla Terra; dobbiamo cioè, aiutandoci con le mani sui braccioli, sollevare il nostro centro di gravità verso l’alto, fino ad alzarci in piedi. La poltrona, in fisica, è detta « buca di potenziale ».
Il concetto di potenziale è necessario per comprendere il seguito della storia, quindi sarà bene soffermarci un momento. In natura, tutto avviene sotto l’azione di due opposte « volontà »: la resistenza (inerzia) di un corpo a cambiare stato di moto, per esempio a deviare dal proprio moto rettilineo e uniforme, e la tendenza delle forze della natura, per esempio la forza gravitazionale, a spingere in qualche direzione. Invece di descrivere l’azione di una forza punto per punto, in fisica si usa spesso una quantità, detta potenziale, caratterizzata dal fatto che le forze agiscono sempre in modo tale da spingere i corpi verso posizioni di potenziale minore possibile. Il potenziale non è un oggetto, non è una qualità particolare dello spazio: è una maniera pratica di descrivere cosa fanno le forze.
Immaginiamo una particella elementare, per esempio un neutrone, sprofondata comodamente nel fondo di una buca di potenziale elettromagnetico. Se fosse una pallina da golf, rimarrebbe indefinitamente ferma, finché qualcuno non le assestasse un bel colpo. Per particelle microscopiche come il neutrone la storia è differente. Le particelle infinitesime, infatti, non sono strettamente localizzate come palline da golf. Dobbiamo immaginarle invece in preda a un continuo e forsennato tremolio, che le porta a occupare incessantemente posizioni diverse, benché vicinissime tra loro, nello spazio.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 115
Il modello di Linde, definito con lieve ironia da Rocky Kolb, del Fermilab di Chicago, un modello impressionistico dell’universo, cioè privo di dettagli a vantaggio di una robusta descrizione generale, è talmente semplice da essere diventato una palestra infinita di speculazioni.
Linde stesso, ormai stabilitosi nella stessa Stanford dove la storia inflazionaria è iniziata, ha sviluppato il suo modello in molte interessanti direzioni. Il paesaggio iniziale di un modello caotico è composto da regioni con condizioni iniziali differenti. È sufficiente che queste regioni siano diventate grandi almeno quanto l’orizzonte attuale, che è di 6000 megaparsec, per assicurarci che non potremo mai osservarne altre, oltre la nostra. In realtà è facile ideare un modello in cui la regione iniziale evolve in un universo enormemente più esteso di 6000 megaparsec. Tutta questa regione, anche la parte inosservabile, essendo originata dallo stesso frammento di cosmo, condivide le stesse proprietà. Per esempio, ha subito lo stesso ammontare di inflazione, quindi ha una curvatura e una densità di materia simili ovunque.
Altre regioni possono avere invece densità e curvature completamente diverse. Non solo possono, ma ci aspettiamo proprio che siano estremamente diverse da noi, visto che sono originate da zone con cui non siamo mai stati in contatto causale. L’universo caotico può veramente onorare il suo nome.
Possiamo speculare oltre.
Consideriamo la costante di gravitazione universale, denominata G. Questa costante ci dice quanto è intensa la forza di gravità. Ci dice per esempio con che velocità il sasso ricade a terra, e che velocità deve avere un satellite per uscire dall’attrazione terrestre. Ma chi ci assicura che G non sia diversa in una di quelle regioni lontane e inosservabili al di là del nostro orizzonte? Potrebbero esistere regioni in cui G è talmente grande che le stelle si formano, vivono e muoiono in pochi millenni, o anni, o giorni.
Oppure, invece di avere una gravitazione variabile, potremmo avere diverse forze nucleari, o regioni con un differente numero di famiglie di particelle. Possono esistere regioni in cui i nuclei delle particelle non sono affatto stabili e non si formano né atomi, né molecole. Regioni in cui la curvatura dello spazio era talmente grande che dopo mezzo secondo l’universo è ricollassato su se stesso. Altre che si sono espanse così rapidamente che non c’è stata nessuna possibilità per le protonubi galattiche di collassare su loro stesse per formare nuove galassie. Universi senza stelle, oppure senza atomi, oppure senza tempo. Il termine universo comincia qui a entrare in crisi semantica: non stiamo in realtà parlando di altri universi, ma più esattamente di altre regioni del nostro stesso spazio-tempo. Regioni, però, così lontane che la loro luce non ci è ancora giunta, e magari lo farà solo fra trecento miliardi di anni. Forse troppo tardi.
In certi modelli è possibile avere regioni che si espandono inflazionarmente e regioni che si espandono in modo decelerato - come il nostro universo osservabile - in maniera apparentemente caotica, ma in realtà in modo tale che in media l’universo sia sempre lo stesso. Se 20 miliardi di anni fa il nostro spicchio di universo era grande come una lenticchia, e stava appena cominciando a espandersi, accanto c’erano regioni in espansione già da miliardi di anni, che a loro volta avevano avuto il loro big bang in un’epoca precedente. In regioni lontanissime nuovi big bang si producono in continuazione e vecchi universi collassano, in uno scenario sempre diverso ma sempre simile, un « tutto scorre » di proporzioni inenarrabili.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 126
Con il modello caotico ritornarono i giorni felici dell’inflazione. Anche perché, contemporaneamente, ebbe luogo un altro sviluppo fondamentale dell’idea di Guth. Vari cosmologi, tra cui Stephen Hawking e Alexei Starobinsky, cominciarono a chiedersi se il meccanismo quantistico delle fluttuazioni casuali, quelle necessarie per effettuare il salto da falso a vero vuoto, non fosse per caso capace anche di altro. Per esempio, di generare piccole fluttuazioni casuali nella distribuzione dell’inflatone.
Hawking e compagni scoprirono che l’inflazione ha una grande virtù nascosta: le fluttuazioni quantistiche dell’inflatone sono capaci di generare minutissime perturbazioni di densità, come increspature su uno stagno. Queste perturbazioni vengono dilatate dalla stessa espansione inflazionaria, fino ad assumere dimensioni macroscopiche. Finita l’inflazione, superata anche la fase dominata dalla radiazione, le fluttuazioni di densità possono crescere liberamente per instabilità gravitazionale. Trecentomila anni dopo il big bang, le troviamo immortalate sul fondo cosmico.
L’ agitazione quantistica iniziale, di cui non abbiamo più bisogno (per ora) per fare le bolle, torna utile per fare le galassie. E non solo le galassie! L’inflazione produce fluttuazioni di ogni dimensione: grandi quanto galassie, meno di 1 megaparsec; quanto gli ammassi di galassie, circa 10 megaparsec; quanto le grandi regioni vuote, fino a 100 megaparsec, e ancora maggiori. Le fluttuazioni più estese sono quelle generate all’inizio dell’inflazione, poiché hanno avuto più tempo per essere espanse insieme a tutto l’universo dal processo inflazionario. Inoltre, le fluttuazioni più grandi sono più lente a crescere, perché la gravitazione richiede più tempo per agire da parte a parte, e quindi risultano alla fine un po’ meno profonde di quelle meno estese. La regola secondo cui le fluttuazioni primordiali più estese sono anche le meno profonde, è detta legge di Harrison-Zel’dovich, dai nomi dei cosmologi che, ben prima dell’inflazione, l’avevano ipotizzata basandosi su considerazioni di plausibilità.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 129
Sant’Agostino ironizzava su chi chiedeva cosa facesse Dio prima di creare l’universo rispondendo che preparava l’inferno per chi poneva domande del genere.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 139
Le misure delle velocità di rotazione non sono particolarmente difficili. Quello che si fa è cercare una galassia che ci appaia di taglio, in modo che le stelle su un bordo del disco galattico si spostino, orbitando, verso di noi, e quelle sul bordo opposto si allontanino da noi.
Sono state fatte misure del genere in una gran quantità di galassie spirale (più ricche di gas idrogeno neutro) e si è scoperto che vicino al nucleo si osserva una velocità che aumenta con la distanza. Ma a grande distanza, anziché trovare un regolare declino delle velocità, si osserva che le galassie ruotano in realtà un po’ troppo veloci, così veloci che dovrebbero finire in frantumi, come un sasso legato a una fune che ruotando troppo velocemente la spezza e schizza via. Eppure, le stelle delle galassie, grazie al cielo, non vengono sparate via. Quale fune invisibile le trattiene?
Le osservazioni di decine e decine di galassie non lasciano dubbi: le velocità orbitali non diminuiscono ma restano più o meno costanti, come se il campo gravitazionale, anziché diminuire con la distanza, restasse praticamente invariato. Questo andamento permane fino alle regioni più esterne delle galassie, cioè finché troviamo regioni di idrogeno da osservare. Le nubi di idrogeno, in altre parole, sentono più massa di quella che vediamo. Dov’è la massa mancante?
L’unica distribuzione di massa che sia compatibile con questo andamento è una distribuzione sferoidale intorno alla galassia, estesa almeno quanto la galassia stessa. Questo alone di materia, del tutto invisibile, dovrebbe contenere da dieci a cento volte più massa di tutte le stelle della galassia messe insieme, e potrebbe estendersi molto di più della galassia visibile. Ogni galassia, dunque, compresa la nostra, è come un
sottile disco fosforescente immerso in un bozzolo oscuro ed enorme
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 165
Fino agli anni Ottanta, misurare la distanza di una galassia a partire dal suo redshift era una pratica talmente lenta e difficile che solo poche centinaia di distanze erano note. Poi si cominciarono a misurare le distanze delle galassie in maniera più precisa e soprattutto rapida. La conoscenza delle distanze permise di costruire carte tridimensionali di galassie, in spicchi profondi fino a qualche decina di megaparsec. Sulle carte si cominciava a delineare una geografia complessa, ricca di superammassi e grandi vuoti. Poi i campioni tridimensionali si estesero in profondità e si trovarono grandi disomogeneità, di dimensioni ben superiori a dieci o venti megaparsec. Per esempio, nel 1981 venne identificata una regione di spazio approssimativamente sferica, di quasi 50 megaparsec di diametro, quasi completamente priva di galassie: il vuoto di Bootes (dal nome della costellazione in cui appare proiettato e in cui brilla la luminosa stella estiva Arturo). Nel 1986 si trovarono strutture di vuoti e di ammassi delle dimensioni di decine di megaparsec, e l’ipotesi dell’omogeneità a pochi megaparsec cominciò a perdere quota.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 219
De Vaucouleurs negli anni Cinquanta nota che le galassie sembrano disegnare intorno a noi un sistema appiattito, come una supergalassia di 50 megaparsec di diametro (circa 150 milioni di anni-luce). L’esistenza di tale sistema, battezzato Superammasso Locale, era in netto contrasto con la visione omogeneista. La resistenza alle idee di De Vaucouleurs fu enorme. Il massimo che si poteva concedere era che le galassie fossero associate in ammassi di dimensioni di alcuni megaparsec. La questione rimase sospesa e confusa per molti anni.
Oggi la nozione di superammassi è luogo comune. Gli ammassi, in altre parole, si ammassano. Ovvero, come si dice, sono correlati tra loro fino a scale enormi, dell’ordine di decine di megaparsec. Lo stesso De Vaucouleurs aveva già ipotizzato che il superammasso fosse solo il primo livello di una gerarchia simile a quella di Charlier, ma ammetteva anche di non averne prove.
Con i superammassi, il principio cosmologico era costretto ad allentare un po’ la presa. La disomogeneità prevaleva chiaramente almeno fino a scale dell’ordine di dieci o venti megaparsec. Oltre questa distanza, i campioni di galassie erano incompleti: in qualche direzione si erano identificate e misurate molte galassie, magari fino alla profondità di diverse centinaia di megaparsec, ma in altre si disponeva solo delle galassie più vicine. La geografia dell’universo era ancora ferma al Mare Nostrum.
Naturalmente, c’erano ottime ragioni per ipotizzare l’omogeneità a grande scala, cioè a distanze maggiori di alcune decine di megaparsecs. La prima, che il fondo cosmico di radiazione, proveniente da 3000 megaparsec di distanza, è isotropo. Ciò implica che all’epoca della ricombinazione non esistevano forti addensamenti di materia. Naturalmente, dato abbastanza tempo, si possono produrre densi ammassamenti per collasso gravitazionale anche a partire dall’omogeneità. Ma il tempo è una risorsa limitata nel nostro mondo: noi sappiamo che l’età dell’universo non è superiore a venti miliardi di anni e, per quanto grande possa sembrare questa età, essa non è sufficiente a creare forti strutture di centinaia di megaparsec. Un’altra buona ragione è che anche le onde radio provenienti dalle galassie più lontane sono distribuite in maniera isotropa, proprio come se le galassie fossero sparse uniformemente. Inoltre, se l’universo fosse selvaggiamente disomogeneo, le galassie cadrebbero le une sulle altre con grande velocità, sentendo il rispettivo campo gravitazionale. I super-super-ammassi attirerebbero galassie da ogni parte e di conseguenza vedremmo delle grandi correnti di materia che vanno e vengono in ogni direzione, cosa che contrasta con molte delle misure disponibili. Infine, l’omogeneità è un dono divino per i teorici: le equazioni si sciolgono come neve al sole. Una densità uniforme, una velocità di espansione costante, tutto si semplifica. La disomogeneità mostra invece un aspetto preoccupante: se l’universo non è omogeneo, allora cosa è? L’omogeneità è un singolo numero, la disomogeneità schiude infinite possibilità. Che ipotesi, che semplificazioni, che fisica adottare se ogni punto dell’universo fa quello che vuole?
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 233
Verso la fine degli anni Settanta, si cominciarono a mostrare casi circostanziati di altri superammassi, a identificare strutture di dimensioni inaspettate, come il grande vuoto di Bootes. Mancavano due elementi: una descrizione globale della distribuzione delle galassie, e una teoria della formazione delle galassie che la spiegasse.
Il modello omogeneo ha avuto successo perché è semplice e globale. L’intero universo può essere descritto dal principio cosmologico. Come sfidare questa nozione con qualcosa di altrettanto semplice e globale? È questo il momento ideale per l’ingresso sulla scena cosmologica di Benoît Mandelbrot e dei suoi frattali.
Benoit Mandelbrot, polacco, francese, americano, esploratore di cammini matematici periferici come quelli dell’economia, della biologia, della linguistica, della meteorologia, decide di organizzare l’inorganizzabile, di dare dei principi all’anarchia matematica del caos. Inventa il nome, i frattali; scopre alcuni padri nobili, letteralmente ripescandoli dai porti sepolti della matematica minore, come Bachelier, Richardson, Fournier d’Albe, Zipf. Fa qualcosa di anche più oltraggioso: pubblica best-seller di matematica, che per la prima volta (forse dai tempi dei trattati di prospettiva del Rinascimento) finiscono per essere letti più da artisti e poeti che da matematici.
I libri di Mandelbrot hanno il sapore delle storie di Père Ubu di Alfred Jarry. La sua nuova patafisica dei frattali è irrefrenabile. Mandelbrot inventa continuamente nomi ed entità: la polvere di Cantor e l’effetto Noè, il formaggio frattale di Appenzell e l’incastonatura apollonica dei cerchi.
Ci sono molte tecniche matematiche per creare frattali con una dimensione ben definita, ma un’apparenza sufficientemente casuale da sembrare naturale. Si possono riprodurre linee di costa di dimensione tra 1 e 2, abbastanza casualmente frastagliate da sembrare vere. Così è possibile distribuire dei punti nello spazio in modo da simulare qualcosa che esiste in natura, come un formaggio svizzero, o una carta di galassie estesa per cinquecento milioni di anni-luce.
Ma questi frattali artificiali assomigliano davvero alla distribuzione delle galassie? Supponiamo di contare le galassie che giacciono entro un certo volume intorno alla nostra. Per esempio, all’interno di una sfera di due milioni di anni-luce centrata intorno a noi troviamo diverse galassie minori, tra cui le Nubi di Magellano, visibili a occhio nudo nell’emisfero australe, e la galassia di Andromeda, visibile nel nostro. In tutto, ne contiamo circa trenta. In una sfera più grande, diciamo di raggio doppio, e quindi di volume otto volte maggiore, ci aspettiamo di trovarne circa 240, se la distribuzione fosse omogenea. In realtà ce ne sono di meno, perché al di là del nostro Gruppo Locale si estende un breve intervallo relativamente povero di galassie, finché non ci imbattiamo, a 15 megaparsec di distanza, nell’ammasso della Vergine, un ricco agglomerato di centinaia di galassie.
Poi, a mano a mano che estende il conteggio in profondità, molte di meno, poi incontrerà di nuovo altri ammassi e così via. Proprio perché la distribuzione non è omogenea, la densità di galassie vicine varia con il raggio della sfera in cui le contiamo. Solo se il campione fosse perfettamente omogeneo questa densità sarebbe costante, a
qualunque distanza ci si spinga.
Più esattamente, in un sistema disomogeneo, in genere la densità diminuisce con l’aumentare della distanza, perché tipicamente una galassia non è isolata nello spazio, ma come sappiamo si trova in un gruppo di altre galassie, per cui a breve distanza da essa ce ne saranno molte, e relativamente di meno a distanze maggiori. Un simile andamento non è monopolio dell’astronomia; per esempio, ci sono poche città completamente isolate in mezzo a un deserto; al contrario, vicino a una città ne sorgono spesso delle altre. Vicino a New York abbiamo Boston, Washington e Filadelfia. Vicino a Milano, Torino, Genova, Verona, Venezia eccetera. Come le galassie le città sono correlate tra loro. La natura mostra molti altri casi di stretta correlazione: gli alberi sono correlati con altri alberi per formare foreste; la montagne con altre montagne per formare catene montuose; le formiche con altre formiche per creare delle colonie. Esistono naturalmente delle eccezioni: gli animali territoriali tendono piuttosto a essere uniformemente distribuiti in un dato territorio. Grosso modo, troveremo un gatto per ogni giardino e un gallo per ogni pollaio.
Le galassie sono quindi animali sociali, che amano raccogliersi in sciami. La loro correlazione diminuisce con la distanza. Ma che cosa succede esaminando sfere di raggio sempre più grande? Esistono due casi limite: o la correlazione diminuisce senza soluzione di continuità, anche per distanze molto grandi, oppure finalmente, a una certa scala, tende a un valore costante, come nel caso omogeneo. Nel secondo caso, prendendo sfere di raggio sempre maggiore, a un certo punto avremo contato galassie in volumi così grandi da includere molti ammassi e superammassi. Per esempio, entro una sfera di raggio 100 megaparsec, ci aspettiamo di trovare almeno una cinquantina di ammassi, ognuno contenente fino a qualche centinaio di galassie, più molti altri gruppi minori e anche qualche galassia isolata. Le zone piene di galassie tenderanno a venir compensate da zone relativamente vuote, e alla fine il numero totale di galassie sarà più o meno simile a quello di un universo completamente omogeneo. Se così è, allora possiamo affermare che l’universo è omogeneo alla scala di 100 megaparsec.
Ma si potrebbe verificare anche il primo caso. Potrebbe succedere che noi viviamo immersi in un grande, irregolare super-super-ammasso di 100 megaparsec, circondato da una regione quasi vuota. Allora, la nostra correlazione continuerebbe a diminuire anche oltre i 100 megaparsec, finché magari arriviamo ai bordi di un’altra struttura ancora più grande.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 243
Sul finire degli anni Settanta alcuni gruppi di astronomi cominciarono a segnalare la scoperta di grandi strutture cosmiche, formate da catene di ammassi, ognuna comprendente centinaia di galassie, estese per decine di milioni di anni-luce. Kirschner e collaboratori scoprirono il grande vuoto di Bootes di circa 50 megaparsec di diametro. Negli stessi anni il superammasso di Coma e di Perseus-Pisces venne delineato con chiarezza, come pure altri grandi ammassi o catene di ammassi.
Il primo quadro chiaro della complessità della geografia cosmica apparve però solo nel 1986, quando Geller, Huchra e De Lapparent pubblicarono la carta tridimensionale chiamata CfAl. Questa carta è in realtà uno spicchio di universo: nella sua ultima versione è una striscia di cielo che copre le costellazioni di Ercole, Bootes, Leone, Cancro e altre minori, e arriva in profondità fino a circa 200 megaparsec. Secondo le aspettative che si erano formate fino ad allora basandosi sulle proiezioni angolari, questa carta avrebbe dovuto mostrare una distribuzione regolare e quasi uniforme di galassie, con qualche addensamento qui e lì. La carta CfAI, al contrario, mostrava tutt’altro: invece di una spolverata uniforme di galassie, era adornata di zone estremamente popolate circondate da regioni quasi completamente vuote. Invece di un piatto paesaggio di leggere e monotone ondulazioni, su CfAI emergevano grandi montagne di galassie e ammassi, affiancate da abissi di nulla. L’intera carta sembrava avere una struttura ben delineata, tanto che venne ribattezzata the little man, l’omino, per la sua forma curiosamente antropomorfa.
Il secondo avvento del pensiero disomogeneo, stavolta sulle fondamenta della matematica frattale, nacque dalla carta CfAI, e dalle altre carte simili pubblicate negli anni seguenti. Sull’onda del successo e delle controversie suscitate dalla CfAl, molti astronomi iniziarono programmi di ricerca volti a delineare le grandi strutture in altre zone di cielo, più ampie e più profonde. Il campione CfA2, pubblicato nel 1994, il catalogo SSRS, del 1995, Las Campanas, del 1996, contenente circa 26.000 galassie, sono oggi i più estesi cataloghi di redshift galattici. Benché coprano aree di cielo ancora relativamente ristrette, meno del 5 per cento complessivamente, essi arrivano alla notevole profondità di 500 o 600 megaparsec (nel caso del campione più recente e più popolato, quello di Las Campanas).
Cosa mostrano le nuove carte? Naturalmente, secondo la visione standard omogenea sostenuta da Davis si sperava che estendendo abbastanza le carte avremmo raggiunto la scala di omogeneità, ossia la scala alla quale, in media, le proprietà dell’universo sono le stesse ovunque. Ovvero, benché possa capitare di trovare un little man in una carta relativamente piccola, costruendone una grande troveremo ovunque tanti little men più o meno simili, in modo che il loro numero medio sia lo stesso dappertutto. Secondo Pietronero e i sostenitori di un universo disomogeneo, frattale o magari ancora più complicato, avremmo invece dovuto trovare qualcosa di simile a big men sempre più grandi, a mano a mano che si aumentasse la scala investigata. Tanti piccoli omini, o pochi grandi omoni?
Le carte sono recenti. Molti dei dati non sono stati ancora resi pubblici (gli astronomi che raccolgono materialmente le osservazioni hanno il diritto, di cui talvolta abusano, di man
tenere riservati i dati per alcuni anni). Le aree di cielo non sono molto estese, benché profonde. Le tecniche di analisi sono a volte diverse e si prestano a critiche di vario tipo. La morale è chiara: la conclusione è ancora la confusione.
Forse un po’ meno di prima, però. Le nuove carte mostrano strutture grandissime, in certi casi estese da bordo a bordo, un po’ come vogliono i frattalisti. Ma queste strutture sono delineate meno chiaramente che nel primo originale little man della CfAI. I vuoti che le circondano sono grandi 30 megaparsec o poco più, ma non molto di più, come si aspettano gli omogeneisti, benché siano state individuate regioni non proprio vuote ma sottodense di almeno 100 megaparsec.
Di conseguenza, la scala di omogeneità, che negli anni Settanta si pensava fosse dell’ordine di 10 megaparsec, ora viene posta almeno a 40 megaparsec, e molti cosmologi (non Davis però) ritengono sia maggiore, come 100 megaparsec. Inoltre, alcuni sostengono che le galassie più luminose abbiano una scala di omogeneità più grande di quelle deboli, il che complica ulteriormente l’interpretazione dei dati. D’altra parte, certi sostenitori del punto di vista frattale (non Pietronero però) stanno considerando che forse l’andamento è più complesso di un semplice frattale, esteso migliaia di megaparsec. Forse una scala di omogeneità esiste, magari a 100 o 200 megaparsec, oppure coesistono diverse dimensioni frattali.
La ragione principale del nuovo stato di confusione è che nessun catalogo è completo. Ognuno di questi cataloghi tridimensionali seleziona per le misure di redshift solo le galassie al di sopra di una certa soglia di luminosità, proprio come avveniva per i cataloghi angolari. Quindi, in ogni catalogo saranno incluse alcune galassie lontane ma molto luminose, e saranno escluse alcune galassie vicine ma deboli. A grandi distanze, saranno in generale incluse molte meno galassie di quante effettivamente presenti. Possiamo stimare quante ce ne perdiamo solo se facciamo delle ipotesi su quante dovrebbero essercene. Per esempio, potremmo assumere che a quella distanza la distribuzione è omogenea, ossia simile a quella che vediamo a piccole distanze, e calcolare quante galassie ci perdiamo, in modo da tenerne conto nei calcoli. Possiamo farlo, certo; anzi, è quello che fanno quasi tutti i cosmologi quando devono analizzare campioni di galassie selezionati in magnitudine. Ma questo è esattamente ciò che non si deve fare se si vuole stimare la scala di omogeneità, perché implica assumere l’omogeneità prima ancora di averla sottoposta a test.
Purtroppo queste implicite assunzioni di omogeneità abbondano negli articoli scientifici che studiano la distribuzione delle galassie, come retaggio di sessant’anni di tradizione omogeneista. Solo in tempi recentissimi molti ricercatori sono diventati sensibili al fatto che non abbiamo ancora solide prove che l’universo sia omogeneo a piccola scala, e hanno cominciato ad analizzare i dati senza dare per scontato che il principio cosmologico sia stato dimostrato.
Le analisi dirette senza assunzione di omogeneità soffrono tuttavia a loro volta di altri problemi. Il principale è che se non possiamo fare ipotesi sulle zone distanti in cui perdiamo molte galassie, siamo costretti a eliminare queste regioni dalla nostra analisi, che sono però anche le più interessanti, perché è proprio a grandi distanze che ci aspettiamo una chiara deviazione del modello frattale dal modello omogeneo. I test di frattalità sono quindi i più difficili, e richiedono molti più dati di quanti ne disponiamo. Inoltre i frattali, per la loro natura fortemente disomogenea, hanno proprietà molto diverse da punto a punto: hanno cioè, come si dice, una grande varianza. Quindi, per ottenere un risultato affidabile, dobbiamo studiare campioni molto estesi in tutte le direzioni, in modo da avere abbastanza regioni su cui mediare. Ma specialmente in alcune direzioni, i cataloghi tridimensionali finora costruiti non sono abbastanza estesi da permettere un’analisi sicura.
Non dobbiamo infine dimenticare uno degli aspetti più imbarazzanti dell’intera questione. Quando contiamo le galassie per stimare la densità di materia nell’universo, commettiamo almeno due errori. Il primo è che la materia esiste anche al di fuori delle galassie. Il secondo è che le galassie, e quindi le loro masse, non sono tutte uguali.
Come abbiamo visto nel capitolo precedente, noi sappiamo già con certezza che esiste una notevole frazione di massa non contenuta in oggetti luminosi, sparsa nello spazio tra galassia e galassia degli ammassi, sia grandi sia piccoli. Probabilmente questa massa è addirittura superiore a quella contenuta all’interno delle galassie. Potremmo quindi vivere in un universo in cui le galassie hanno una distribuzione diversa, per esempio più disomogenea, della materia intergalattica. Quindi, studiare solo la distribuzione delle galassie, tralasciando la materia intergalattica, potrebbe essere come studiare una città mediante un’immagine presa di notte dall’alto: strade, aeroporti, monumenti, immersi come isole in un mare nero e deserto.
Inoltre, sia nel caso dei cataloghi angolari sia in quello dei tridimensionali, noi non abbiamo un’informazione diretta sulle masse delle galassie. Stimare la massa totale di una galassia è terribilmente complicato. Per esempio, non è detto che una galassia più luminosa sia anche dotata di maggiore massa. Inoltre, molte galassie spirali hanno un ricco contenuto in gas, mentre quelle ellittiche ne sono quasi prive. Infine, parte della massa di una galassia potrebbe risiedere in un alone oscuro o di bassa luminosità disposto intorno alla galassia stessa. Ma quando eseguiamo un conteggio delle galassie a una certa distanza da noi, di fatto assumiamo che esse abbiano tutte la stessa massa, mescolando così oggetti la cui massa varia di cento volte o più. Di nuovo, dobbiamo concludere che la distribuzione delle galassie potrebbe differire da quella della massa come la distribuzione dei lampioni da quella degli abitanti di una città.
Nonostante tutte queste cautele, sembra ormai abbastanza chiaro che, a partire da una scala di circa 1 megaparsec, e fino a scale dell’ordine di 50 megaparsec, l’universo assomiglia a un frattale di dimensione D = 2. A scale minori, l’approssimazione secondo cui le galassie sono puntiformi, assunzione che viene sempre fatta in questo tipo di studi, non è più accettabile. A scale maggiori, si estende il regno dell’incertezza.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 255
Campioni poco estesi, oppure poco profondi, oppure poco popolati, o dalle proprietà capricciose. Pervicaci assunzioni di omogeneità, e galassie che si distribuiscono in modo diverso a seconda della loro grandezza. Massa oscura che si annida dove non possiamo vederla, e galassie dalla massa ignota. Il tutto immerso in un universo che è vivo e si espande, dalla geometria ancora incerta. Studiare la distribuzione delle galassie è come tracciare una rotta su un mappamondo irregolare che cambia incessantemente e i cui continenti sono mezzo sbiaditi, e addirittura cancellati in alcune zone. Il rischio di naufragio è grande.
Quasi tutti i cosmologi concordano nel descrivere la distribuzione delle galassie come frattale fino a circa 50 megaparsec. Fin qui, il modello standard dell’inflazione, accoppiato con le osservazioni del fondo cosmico e con la teoria della crescita puramente gravitazionale delle fluttuazioni, non appare messo in crisi. La disomogeneità fino a questa distanza è ancora compatibile con Einstein, Friedmann, Hubble. Ma questa distanza è anche una sorta di ultima trincea della resistenza.
Oltre, i dati diretti sono pochi. L’insieme delle galassie più lontane, così lontane da non essere risolvibili direttamente neppure coi migliori telescopi, sembra produrre un fondo di radiazione di raggi X che appare uniforme, più o meno come il fondo cosmico. Questa sembra essere una prova che a scale di circa un migliaio di megaparsec le galassie sono omogenee.
Una simile conclusione si può trarre dal fondo di radiazione radio, anch’esso emesso principalmente da galassie lontane almeno un migliaio di megaparsec. D’altra parte, alcuni campioni di galassie, di area ristretta ma profondi fino a 1000 megaparsec e oltre, mostrano ammassi, superammassi e grandi vuoti in ogni direzione e a ogni distanza. Inoltre, quasi ogni giorno si scoprono singole galassie a distanza dell’ordine di 5000 megaparsec (il record finora è di 6028 megaparsec, assumendo uno spazio piatto e una costante di Hubble pari a 60 km/sec/megaparsec). Al momento in cui la luce di queste galassie veniva emessa, l’universo aveva appena 700 milioni di anni. È difficile riconciliare questo breve tempo con quello necessario alle minuscole fluttuazioni del fondo cosmico per raggiungere la soglia necessaria per collassare in galassie e accendere le stelle. Per di più, sembra addirittura che alcune di queste galassie precoci abbiano già subito una certa evoluzione interna. Forse nei primi miliardi di anni di vita del cosmo hanno operato altri meccanismi, oltre a quello puramente gravitazionale.
Le teorie di formazione delle galassie sono in continuo aggiornamento per tener conto dei dati. Fino a metà degli anni Ottanta si pensava che la materia oscura dovesse essere calda; poi, fino a metà anni Novanta si è ritenuto che la teoria migliore fosse la materia oscura fredda. Ora molti pensano che solo un opportuno mix delle due forme di materia oscura possa spiegare i dati e altri fanno ricorso alla costante cosmologica. Potremmo scoprire che anche questa ricetta non funziona e dover invocare bolle primordiali o esplosioni cosmiche per formare i grandi vuoti e i grandi ammassi sui loro gusci. Infine, lo studio della distribuzione di materia oscura è ancora un campo troppo giovane per poter dare risposte affidabili. Quello di cui pochi dubitano è che galassie e materia oscura siano in effetti distribuiti in maniera diversa, e probabilmente la scala di omogeneità delle galassie è almeno da due a quattro volte superiore a quella della materia oscura.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 257
Ognuno dei 12 osservatori nazionali italiani possiede un sito Web. L’elenco è sul sito di Roma
http://www.mporzio.astro.it.
In questo sito si può trovare la pagina personale di Luca Amendola (www.rm.astro.iUamendola/home.html) e alcune pagine in italiano dedicate principalmente alla cosmologia.
http://www.pd.astro.it
uno dei siti migliori, sia graficamente sia come contenuti, ricco di pagine in italiano con informazioni sulle costellazioni, sulle mappe celesti, sulle novità del giorno.
http://www.pd.astro.it/pianetav/home.html
Da non perdere, un planetario virtuale per i più giovani (e i loro insegnanti) e www.pd.astro.it/othersites/costellazioni, con mappe celesti, la storia delle costellazioni eccetera. Nel sito dell’Osservatorio di Catania:
ntserver.ct.astro.it/cgiplan/skydraw.htm
si possono ottenere interattivamente mappe del cielo a qualunque ora e da qualunque città.
Nel sito di Firenze, c’è una meritoria pagina umoristica
http://www.arcetri.astro.iUCDAs/vignetta.html
e un elenco completo di altri siti astronomici divulgativi italiani ed esteri
http://www.arcetri.astro.iUCDAs/siti.html
http://www.stsci.edu/top.html
SpaceTelescope Science Institute (in inglese)
Questa è la casa dell’Hubble Telescope, e tanto può bastare come presentazione. L’HubbIeTelescope è il più potente occhio che l’umanità ha saputo costruire finora: un telescopio su satellite che ha prodotto nel corso di quasi un decennio grandi scoperte e immagini da fantascienza. Se andate su
oposite.stsci.edu/pubinfo/pictures.html
fate attenzione: le immagini sono così vive che vi sembrerà di cadere nello spazio interstellare.
http://www.infn.it
INFN, Istituto Nazionale per la Fisica Nucleare
(in inglese, con qualcosa in italiano)
Sito molto tecnico, con una lista impressionante di esperimenti presso acceleratori, nei laboratori del Gran Sasso eccetera. Gli acronimi e i loghi dei vari progetti sono graziosi e un po’ pagani - Zeus, Nestor, Hermes, Icarus (ma ci sono anche Pamela e Alice) - però le pagine sono piuttosto aride.
Amendola L., “Il cielo infinito”, Sperling, pag. 290