Universo
Universo
L'Universo ha una struttura gerarchica: stelle singole, sistemi binari, ammassi aperti e globulari e materia interstellare costituiscono una galassia; le galassie sono membri di gruppi e ammassi di galassie; gli ammassi formano superammassi. Le stelle, con i loro eventuali sistemi planetari, sono aggregate in galassie di varie estensioni e forme, di cui costituiscono la principale componente. Il raggio medio di una stella varia da circa mezzo milione a un milione di chilometri e la distanza media fra stella e stella è di qualche anno-luce, cioè dell'ordine di 10 e più milioni di volte il raggio stellare medio. Negli spazi fra stella e stella c'è il mezzo interstellare, costituito da gas diffuso con densità inferiore a un atomo per centimetro cubo, e polveri sotto forma di minuscole particelle solide, soprattutto grafite, silicati e ghiaccio, di dimensioni inferiori al micron. Nelle galassie a forma di spirale come la nostra, il mezzo interstellare costituisce poco più del 3% della massa totale della galassia mentre nelle galassie ellittiche è addirittura trascurabile. Nelle galassie a spirale e in quelle irregolari il mezzo interstellare si trova anche aggregato in nubi, la cui densità è di 10.000÷100.000 atomi per centimetro cubo. Si tratta comunque di densità molto basse anche rispetto agli strati più esterni e rarefatti delle stelle, che vanno da qualche miliardo a parecchie migliaia di miliardi di atomi per centimetro cubo. Oltre alle stelle singole, una buona metà delle stelle galattiche sono membri di sistemi di stelle doppie. Inoltre, gli ammassi globulari contengono ciascuno centinaia di migliaia di stelle e gli ammassi aperti da qualche centinaio a qualche migliaio di stelle.
Le galassie ‒ ellittiche, spirali e irregolari, per accennare solo alla classificazione morfologica più generale ‒ hanno diametri di parecchie decine di migliaia di anni-luce, mentre la separazione fra una galassia e l'altra è dell'ordine di milioni di anni-luce. Le galassie fanno parte di gruppi di poche decine di membri, come il Gruppo locale a cui appartiene la Via Lattea, e di ammassi che contengono fino a qualche migliaio di membri e si estendono per molti milioni di anni-luce. Gli ammassi a loro volta si raggruppano in superammassi ed è difficile stabilire i confini fra un superammasso e un altro. Con l'entrata in funzione, attorno al 1917, del primo dei grandi telescopi moderni, quello di Mount Wilson da 2,50 m, è cominciato lo studio sistematico della distribuzione delle galassie sulla volta celeste. Le galassie apparivano distribuite in modo abbastanza uniforme, cosicché si poteva dedurre che la struttura su grande scala fosse la stessa in tutte le direzioni. Con la determinazione accurata delle distanze, si è passati da una distribuzione bidimensionale a una mappa tridimensionale della popolazione di galassie. Il risultato è stato sorprendente, perché si è scoperto che gli ammassi di galassie sono distribuiti, quasi come una rete, sulle superfici di enormi bolle apparentemente vuote all'interno, e si è anche rivelata l'esistenza di strutture che si estendono per centinaia di milioni di anni-luce.
La nostra galassia e la sua popolazione stellare
La nostra galassia è una galassia a spirale con un disco molto appiattito di diametro pari a circa 100.000 anni-luce; il gas interstellare è concentrato entro uno spessore di circa 600 anni-luce, mentre la maggior parte delle stelle è concentrata entro uno spessore di 2000 anni-luce. Il nucleo centrale della Galassia si estende per circa 3000 anni-luce dal centro. L'alone, di forma all'incirca sferica, inviluppa il disco, contiene un centinaio di ammassi globulari (da non confondere con gli ammassi aperti) ed è quasi completamente privo di materia interstellare. Gli ammassi globulari più lontani si trovano per lo più a 100.000 anni-luce dal centro galattico, anche se qualcuno è stato osservato a più di 300.000 anni-luce. Dalla curva di rotazione degli oggetti più periferici attorno al centro galattico si ricava che la massa della Galassia è costituita per il 90% da materia oscura distribuita nell'alone galattico, mentre la massa visibile, contenuta nel disco e nel nucleo centrale, è di poco superiore a 100 miliardi di masse solari. Poiché la maggioranza delle stelle ha massa inferiore a quella del Sole, si stima che il numero totale di stelle galattiche ammonti ad almeno 300 o 400 miliardi.
Sembra probabile che le stelle si formino in gruppi (ammassi stellari) e che sia favorita la formazione di quelle di piccola massa, ma non sappiamo quale sia il rapporto fra stelle di grande e di piccola massa che si vanno formando entro la nube. Le osservazioni di ammassi molto giovani suggeriscono un rapporto dell'ordine di uno a dieci.
Gli ammassi globulari contengono una popolazione vecchia di 12-14 miliardi di anni, originatasi da una galassia anch'essa in formazione. Questa era un'enorme nube sferica in rotazione, costituita da gas e polveri. La rotazione portava gradualmente all'appiattimento del fluido interstellare, mentre gli ammassi che nel frattempo si erano formati mantenevano la distribuzione spaziale della nube originaria. Così si spiega il fatto che gli ammassi globulari occupino un volume approssimativamente sferico, mentre gli ammassi aperti più giovani sono per la maggior parte concentrati sull'equatore galattico.
è questo un disco spesso poco più di 2000 anni-luce e di raggio pari a circa 50.000 anni-luce. La rotazione ha trasformato l'iniziale nube pregalattica nel seguente modo: mentre gli ammassi globulari sono tutti molto vecchi, gli ammassi aperti hanno età comprese fra meno di mezzo milione di anni e più di 10 miliardi di anni; evidentemente, nell'alone sferico non è rimasto sufficiente mezzo interstellare per la formazione stellare, perché la rotazione, appiattendo il sistema fluido, l'ha concentrato quasi tutto sul disco e solo lì si possono formare nuove stelle e nuovi ammassi. È stato anche trovato che gli ammassi globulari più lontani dal piano galattico e dal centro della Galassia contengono in misura minore gli elementi più pesanti di idrogeno ed elio; quelli cioè che in gergo astronomico vengono definiti, con una sola parola, metalli, includendovi anche carbonio, azoto, ossigeno, e così via. Il rapporto metalli/idrogeno può assumere un valore da 10−5 a 10−2 volte il valore solare. Per gli ammassi globulari vicini al piano galattico e al nucleo centrale, tale rapporto ha un valore di poco inferiore a quello solare, mentre fra le stelle del disco e gli ammassi aperti i valori, generalmente, oscillano fra circa 1 e 2 volte quello solare. Queste differenze di composizione chimica, correlate con l'età e la posizione nella Galassia, trovano una spiegazione nell'evoluzione chimica della Galassia nel suo insieme, determinata soprattutto dalle fasi di nucleosintesi esplosiva che hanno luogo nelle supernovae e, in misura minore, in altri tipi di stelle soggette a cataclismi, come le novae.
Le galassie e gli ammassi di galassie
Le galassie sono agglomerati di stelle e materia interstellare. Esse sono molto diverse, sia per la massa sia per la forma. Le più piccole contengono qualche decina di milioni di stelle, mentre le più grandi possono arrivare a qualche migliaio di miliardi di stelle. Le galassie si dividono, a seconda della loro morfologia, in spirali ‒ sia normali sia sbarrate ‒ ellittiche e irregolari. Il contenuto di materia interstellare può raggiungere il 20% della massa per le irregolari, qualche unità percentuale nelle spirali e meno dello 0,1% nelle ellittiche. Alle varietà morfologiche si accompagnano differenze di composizione chimica, indici di una diversa evoluzione. Le galassie ellittiche sono più ricche di elementi pesanti e mancano quasi completamente di gas e di stelle di recente formazione. Questo indica che in esse non ha avuto luogo una recente attività di formazione stellare.
Le galassie spirali, come la nostra, sono caratterizzate dalla presenza di due popolazioni: quella dell'alone, povera di elementi pesanti, dove è assente o è trascurabile la materia interstellare, e mancano di conseguenza le stelle di recente formazione; e la popolazione del disco, che contiene stelle appena formate e di varie età, fino a quelle di età paragonabile alle stelle dell'alone. La composizione chimica è simile a quella del Sole e le braccia sono ricche di nubi di materia interstellare. Oltre all'alone e al disco, si nota un rigonfiamento centrale da cui partono bracci (spirali normali). A volte esso è invece attraversato da una specie di sbarra, dalle cui estremità escono bracci (spirali sbarrate). Le galassie irregolari non hanno né l'alone, né il rigonfiamento, né un disco ben definito; la materia interstellare è abbondante e il contenuto di elementi pesanti più scarso che nel Sole. Le galassie possono essere isolate, doppie o multiple, appartenere a gruppi con qualche decina di membri o ad ammassi con migliaia di galassie.
Ammassi di galassie
Gli ammassi di galassie sono sistemi legati gravitazionalmente. Le galassie che vi appartengono si muovono al loro interno con velocità diverse l'una dall'altra. Queste sono tipicamente dell'ordine di circa 1000 km/s. Dividendo la dimensione osservata dell'ammasso per la velocità di una galassia entro l'ammasso si trova che quest'ultima impiega circa un miliardo di anni ad attraversarlo. Poiché le più recenti determinazioni indicano che l'età dell'Universo è pari a 13,7 miliardi di anni, una data galassia avrà attraversato l'ammasso più volte. Ciò indica che l'ammasso è un sistema dinamicamente stabile e che la gravità tiene le galassie legate insieme, altrimenti esse si sarebbero disperse già da molto tempo. Mentre la probabilità di collisioni fra stelle è estremamente piccola, date le grandi distanze che le separano, la situazione è molto differente per le galassie di un ammasso. La separazione fra due membri è spesso di poco superiore al loro diametro. Quindi ci si aspetta che le collisioni siano frequenti.
La massa di un ammasso può essere determinata semplicemente contando le galassie in esso contenute. Poiché si conosce abbastanza bene la massa di una galassia di un dato tipo morfologico, sommando i contributi di tutte le galassie si ottiene una stima attendibile della massa visibile. Un altro metodo fa derivare la massa dalla legge di gravitazione. Maggiore è la massa, maggiore sarà la velocità con cui le galassie si muovono nelle loro orbite attorno al baricentro dell'ammasso. È accertato che la massa gravitazionale in molti ammassi è di circa 10 volte superiore a quella visibile. È questo uno dei maggiori problemi irrisolti della moderna astrofisica: il 90% della materia negli ammassi, e forse in tutto l'Universo, non emette radiazione elettromagnetica. Si tratta della cosiddetta materia oscura, di cui non si conosce la costituzione.
Galassie con nuclei attivi e oggetti quasi stellari (AGN e QSO)
Una classe di galassie, note dal nome del loro scopritore come galassie di Seyfert, è costituita da spirali con nuclei centrali molto compatti e brillanti; il loro spettro è caratterizzato da righe di emissione indicanti la presenza di abbondante gas eccitato e ionizzato. Vennero individuate, appunto, da Carl Seyfert nel 1943. Paragonate alle spirali normali, sono deboli radiosorgenti e presentano un eccesso di radiazione X, ultravioletta e infrarossa.
Gli oggetti quasi stellari (QSO, Quasi stellar object) furono scoperti nel 1963. Sono regioni molto piccole (in qualche caso inferiori a qualche ora-luce) nel centro di galassie. La loro luminosità è tale da rendere difficile l'osservazione della galassia che li ospita. I QSO si dividono in due principali gruppi: i quasar o radiosorgenti quasi stellari, che emettono intensamente nella banda delle radio-onde, e i QSO non radioemittenti, che sono la maggioranza.
Non è chiaro quale sia il tipo di galassia che ospita i QSO. Dalle caratteristiche delle loro emissioni si ritiene che i QSO non radioemittenti rappresentino una fase più attiva delle galassie di Seyfert e siano pertanto al centro di galassie spirali, mentre i quasar sarebbero collegati alle radiogalassie. Queste ultime hanno emissioni radio fino a un milione di volte più intense di quelle delle galassie normali e sono per lo più ellittiche. Si ritiene perciò che i quasar si trovino al centro di galassie ellittiche. Galassie di Seyfert, radiogalassie e QSO costituiscono la classe di galassie con nuclei attivi (AGN, Active galactic nuclei). L'origine dell'enorme potenza emessa soprattutto dai QSO, ma anche, in misura minore, dalle altre galassie AGN, si pensa sia da collegare alla presenza di un buco nero di massa pari a centinaia di milioni di masse solari al centro del sistema, il quale attrarrebbe il gas circostante e libererebbe l'energia gravitazionale sotto forma di radiazione.
È molto probabile che anche in numerose galassie normali ci sia un buco nero nel centro. Oggi si conoscono una ventina di galassie, compresa la Via Lattea, che molto probabilmente contengono nel loro centro buchi neri con masse comprese fra qualche milione e qualche miliardo di masse solari. In particolare, nel caso della Via Lattea è stato possibile misurare l'orbita attorno al centro galattico di una stella distante da esso appena 17 ore-luce, poco più di tre volte la distanza di Plutone dal Sole. Dall'eguaglianza fra la forza centrifuga e la forza di gravità è possibile stabilire che entro un raggio di 17 ore-luce è contenuta una massa pari a 3 milioni di soli, ed è quindi molto probabile che si tratti di un buco nero. Poiché i QSO e i quasar sono quasi tutti molto lontani, con redshift compresi fra 0,5 e quasi 5, si pensa che essi rappresentino i progenitori delle galassie di Seyfert e delle radiogalassie. La loro attività è troppo intensa per ritenere che possano rappresentare anche i progenitori delle galassie normali. Per quanto riguarda questi ultimi, il telescopio spaziale Hubble (HST, Hubble space telescope) ha esplorato una zona di cielo di circa 2,5 primi d'arco (circa 1/12 del diametro lunare) in prossimità dell'Orsa Maggiore e apparentemente vuota. La conclusione è che quasi tutte le deboli galassie presenti nell'area hanno redshift fra 2,5 e 3, il che significa che si sarebbero formate quando l'Universo aveva un'età pari a circa un decimo dell'attuale.
Successivamente il telescopio spaziale ha esplorato un'altra zona nell'emisfero australe: la prima regione esplorata è nota come N-HDF e la seconda come S-HDF, e cioè campo Hubble profondo nord e campo Hubble profondo sud, dove il termine profondo indica molto lontano. La galassia più lontana, anch'essa osservata da HST, si trova a 13 miliardi di anni-luce; ciò vuol dire che la vediamo com'era quando l'Universo aveva solo 700 milioni di anni. Questo è un risultato abbastanza sorprendente, in quanto si riteneva che per la formazione di una galassia occorresse un tempo superiore al miliardo di anni.
Origine ed evoluzione dell'Universo
Dall'osservazione della distribuzione, dei moti e della composizione chimica delle galassie si cerca di risalire all'origine e all'evoluzione dell'Universo. La parte dell'astronomia che si occupa di questi problemi è la cosmologia. Le prime osservazioni di importanza cosmologica furono effettuate da Edwin P. Hubble, il quale scoprì che tutte le galassie sembrano allontanarsi da noi con velocità tanto maggiore quanto maggiore è la loro distanza. Nel 1929 Hubble riassunse questo risultato nella legge v=Hd (fig. 4), dove v e d sono la velocità e la distanza, mentre H è una costante, nota come costante di Hubble. Dal valore di H dipende la rapidità dell'espansione. A causa della difficoltà nel determinare la distanza delle galassie, il valore di H è rimasto incerto di un fattore 2: fino a pochi anni fa, 50≤H≤100 km/s per megaparsec (un megaparsec è la distanza che la luce percorre in 3,26 milioni di anni). Le più recenti determinazioni hanno via via ristretto questo intervallo, e oggi il valore più probabile di H è 70±5 km/s per megaparsec. Queste osservazioni indicano che: (a) lo spazio in cui sono immerse le galassie si sta espandendo, e la scala dell'Universo (intendendo per scala la distanza fra due galassie qualsiasi) aumenta continuamente, tutte le lunghezze si dilatano, anche le lunghezze d'onda della radiazione emessa dalle galassie; (b) lo spostamento verso il rosso, che era stato interpretato come un effetto Doppler, e cioè una velocità di allontanamento delle galassie, è invece la conseguenza dell'espansione. Le singole galassie e gli ammassi di galassie non si espandono perché in essi prevale l'attrazione gravitazionale.
Le conseguenze della scoperta di Hubble sono che, percorrendo all'indietro l'espansione dell'Universo, questo dovrebbe avere avuto inizio da un punto, in un'epoca tanto più remota quanto più lenta è la velocità d'espansione e quindi quanto più piccolo è il valore di H. Questa semplice estrapolazione indicherebbe che l'Universo ha avuto inizio con volume zero, temperatura e densità infinite, e cioè da quella che in matematica viene definita una singolarità, ma che non ha senso fisico.
Le teorie che accettano questa interpretazione delle osservazioni (denominate ironicamente da Fred Hoyle teorie del big bang, il grande scoppio, un termine entrato largamente in uso) non tengono conto degli effetti quantistici che si ritiene divengano importanti a densità dell'ordine di 1093 g cm−3 (tale valore è noto come densità di Planck ed è pari a c5/hG2, dove c è la velocità della luce, h la costante di Planck e G la costante di gravitazione), corrispondenti a un'epoca detta tempo di Planck dato da
[1] formula.
Perciò la fisica che sperimentiamo negli acceleratori di particelle si può al massimo estrapolare a tempi successivi a quello di Planck. Il futuro dell'Universo dipende dalla velocità di espansione. Fino a una recente e sorprendente scoperta di questi ultimi anni, si riteneva che la stessa gravità esercitata dalla materia presente nell'Universo avrebbe avuto l'effetto di rallentare l'espansione. A seconda della densità della materia presente nell'Universo, si sarebbero potuti avere vari casi. Si definisce velocità critica all'inizio dell'espansione quella per cui le forze di espansione e di gravitazione si bilanciano esattamente. Questa condizione si verifica per una certa densità, detta densità critica. Si usa indicare con Ω il rapporto fra la densità osservata e la densità critica. Se la velocità è maggiore di quella critica, e quindi Ω〈l, la gravitazione non può arrestare l'espansione, se invece è minore, e quindi Ω>l, l'espansione finirà per arrestarsi e si avrà una fase di contrazione (fig. 5).
Si può fare l'analogia con un razzo lanciato dalla Terra a una velocità superiore o inferiore alla velocità di fuga. Le osservazioni indicano che la velocità d'espansione è molto vicina a quella critica, per cui sembrava difficile stabilire quale sarebbe stato il futuro del nostro Universo. Osservazioni più recenti e misure più precise delle distanze di lontane galassie hanno però indicato che in realtà la velocità d'espansione non va decelerando, bensì accelerando, come se ci fosse una forza che si oppone alla forza di gravità. Queste nuove misure di distanza di lontane galassie sono ottenute misurando lo splendore apparente di una classe di stelle dette supernovae Ia. Queste misure sono state fatte da due gruppi di ricerca, l'americano Supernova Cosmology Project e l'australiano High-Redshift Supernova Search Team. Una supernova Ia è costituita da una coppia di stelle, di cui una è una nana bianca, con una massa molto prossima al limite di Chandrasekhar, e l'altra una stella che inizia la sua evoluzione verso la fase di gigante rossa.
Quando, a causa dell'espansione, il materiale ricco di idrogeno della gigante rossa precipita sulla nana bianca e questa supera il limite di Chandrasekhar, si ha una potente esplosione; il fenomeno si verifica con caratteristiche strettamente simili in tutte queste coppie di stelle, cosicché si può ragionevolmente ammettere che al massimo di splendore abbiano tutte la stessa luminosità assoluta, e quindi dalla misura dello splendore apparente si può risalire alla distanza della galassia che le contiene. Le supernovae Ia sono dunque delle candele standard molto affidabili e, raggiungendo uno splendore assoluto almeno 150 mila volte quello delle Cefeidi, permettono di misurare le distanze delle più lontane galassie. La relazione di Hubble fra velocità d'espansione e distanza, grazie a queste nuove misure, indica che fino a un'età di circa 5 miliardi di anni l'espansione era effettivamente decelerata, ma dopo tale epoca è divenuta accelerata, come se una forza oscura avesse cominciato a prevalere su quella di gravità. Il futuro del nostro Universo sembra dunque quello di un'espansione all'infinito.
Il passato del nostro Universo è osservabile direttamente almeno fino a un'età superiore a circa 400.000 anni dall'inizio dell'espansione, e derivabile indirettamente con il calcolo fino dai primi infinitesimi istanti. Infatti, se l'Universo ha avuto una fase ad altissima temperatura e densità, doveva essere riempito di radiazione di alta energia (raggi gamma e X). Oggi l'espansione deve avere abbassato la temperatura a valori di pochi gradi assoluti. Questa predizione fu fatta dal fisico George Gamow nel 1948. Di conseguenza, l'Universo dovrebbe essere riempito di radiazione con un massimo nella banda delle microonde (la cui lunghezza va dall'ordine dei millimetri a quello dei centimetri). Questa radiazione, indicante una temperatura di circa 3 K, è stata scoperta per caso nel 1965. La presenza della radiazione a 3 K è difficilmente spiegabile da teorie come quella proposta da Hermann Bondi, Thomas Gold e Hoyle, detta teoria dell'Universo stazionario, per la quale l'Universo non ha mai attraversato una fase ad altissima temperatura.
Dalle stime dei valori attuali della temperatura e della densità dell'Universo (rispettivamente 2,73 K e ca. 1 atomo di idrogeno per metro cubo), è possibile calcolare temperatura e densità nel passato (poiché la temperatura cresce con l'inverso della scala dell'Universo e la densità con l'inverso della terza potenza). A età comprese grosso modo fra 3 e 7 minuti, temperatura e densità erano tali (rispettivamente ca. 109 K e ca. la densità dell'acqua) da permettere reazioni nucleari con formazione di idrogeno pesante, dei due isotopi dell'elio e di una piccola quantità di litio da protoni e neutroni. In epoche anteriori, l'energia delle particelle era troppo alta per permettere la formazione di nuclei più complessi del protone; dopo i primi 7 minuti, l'energia era diventata troppo bassa per permettere altre reazioni nucleari con formazione di ulteriori elementi. Le quantità di deuterio ed elio, che si calcola si siano formate durante tali reazioni primordiali, sono in accordo con le abbondanze cosmiche osservate.
Geoffrey R. e Margaret E. Burbidge, William A. Fowler e Hoyle (indicati con la sigla B2FH) nel 1957 proposero una teoria per spiegare la formazione degli elementi mediante le reazioni nucleari che avvengono nell'interno delle stelle nel corso della loro evoluzione. L'accordo con le osservazioni è abbastanza buono e la teoria è ancora oggi valida, ma con un'eccezione: l'elio. L'abbondanza di elio osservata è più alta di quella predetta e rappresenta circa il 27% di tutta la materia nell'Universo. All'interno delle stelle, durante tutta la vita della galassia, si potrebbero formare al massimo 3-4% di elio. Invece, le reazioni primordiali ne producono il 23%, che sommato a quello prodotto nelle stelle dà il valore osservato. Deuterio, litio, berillio e boro non possono formarsi nell'interno delle stelle, in quanto verrebbero distrutti già nella fase di contrazione a temperature comprese fra mezzo milione e circa 5 milioni di gradi. B2FH proposero che questi elementi si fossero formati per frammentazione di nuclei abbondanti nel gas interstellare, come carbonio e ossigeno, causata dai raggi cosmici. Questa teoria è ancora accettata per spiegare le notevoli quantità osservate di litio, berillio e boro, mentre il deuterio osservato (un atomo di deuterio ogni 100.000 atomi di idrogeno) potrebbe essere stato prodotto tutto nelle reazioni primordiali. L'espansione dell'Universo, la scoperta della radiazione cosmica a 2,73 K e l'abbondanza di deuterio ed elio sono tre importanti colonne che sostengono la teoria del big bang. Però questa presenta anche delle difficoltà, che hanno suggerito alcune ipotesi di modifica del semplice modello qui descritto.
Un problema che ha trovato soluzione, in seguito alle osservazioni della radiazione cosmica a 2,73 K eseguite dal satellite COBE (Cosmic background explorer), è il seguente: com'è possibile che l'Universo primordiale fosse così uniforme come ce lo mostra la radiazione cosmica (che così appare in tutte le direzioni), mentre oggi l'Universo è caratterizzato dalla presenza di grandi agglomerati di materia ‒ le galassie e gli ammassi di galassie ‒ separati da grandi regioni praticamente vuote? COBE ha individuato nella radiazione cosmica differenze di temperatura di qualche centinaio di millesimo di grado, che rappresentano i semi delle attuali disuniformità. COBE non era in grado di vedere dettagli più piccoli di 7 gradi (7 gradi significa 14 lune o 14 soli uno accano all'altro) e in tale spazio di cielo ci sono migliaia di galassie. Successivi esperimenti, come il pallone stratosferico BOOMERANG e il satellite WMAP, hanno permesso di vedere dettagli molto più fini dell'Universo primordiale. Da queste osservazioni è stato dedotto che il nostro Universo è piano, obbedisce cioè alla geometria euclidea; non è né uno spazio curvo e chiuso (l'analogo nello spazio a due dimensioni della superfice di una sfera), né uno spazio curvo e aperto (l'analogo nello spazio a due dimensioni della superficie di una sella); la densità dell'Universo è uguale alla densità critica, come ci si aspetta per un Universo piano, e costituita per il 4% dalla normale materia barionica (atomi, protoni e neutroni, quella di cui sono fatte le stelle, i pianeti, i nostri corpi), per il 23% da materia oscura, per il 73% dall'energia oscura o energia del vuoto.
Le principali difficoltà del Modello Standard sono le seguenti: il problema dell'orizzonte; l'esistenza e la natura della materia oscura; per quale motivo l'Universo sembra fatto di sola materia e manca l'antimateria; infine, il modo in cui ha avuto inizio l'Universo. Si definisce orizzonte la distanza che la luce può percorrere in un tempo pari all'età dell'Universo. Ammettiamo che l'età sia 15 miliardi di anni. Noi osserviamo le galassie più lontane a 13 miliardi di anni-luce da noi in tutte le direzioni: a grande scala troviamo ovunque la stessa distribuzione. Eppure due galassie diametralmente opposte rispetto a noi sono separate da 26 miliardi di anni-luce. Come è possibile questa distribuzione uniforme a grande scala, se la luce non ha avuto il tempo di arrivare dall'una all'altra, e quindi esse non hanno alcuna reciproca informazione l'una dell'altra?
Una risposta a questo problema fu data nel 1981 da Alan Guth, nell'ambito del suo modello inflazionario dell'Universo. Si paragona l'Universo a un atomo, che può trovarsi in uno stato eccitato oppure nel suo stato fondamentale di minima energia. L'atomo eccitato ricade nello stato fondamentale emettendo energia, ma non possiamo predire quando questo avverrà; possiamo solo conoscere la probabilità che questa transizione avvenga. Così si ipotizza che l'Universo primordiale (e cioè a un'età di ca. 10−35 s) potesse trovarsi in uno stato eccitato chiamato falso vuoto. Si può immaginare che allora la gravità fosse repulsiva, invece che attrattiva, e avesse provocato una rapidissima espansione, durata fino all'età di 10−32s, durante i quali l'Universo avrebbe accresciuto le sue dimensioni di 1050 o più volte. Ricadendo allo stato fondamentale, chiamato vero vuoto, la gravità diventa attrattiva, come noi la conosciamo, e l'espansione avviene più o meno al tasso che osserviamo oggi. Occorre chiedersi se l'Universo inflazionario spieghi i molti problemi posti dal Modello Standard. Intanto, esso risolve il problema dell'orizzonte: regioni che oggi sono a distanze superiori all'attuale diametro dell'orizzonte potevano comunicare mediante la luce prima che avvenisse l'inflazione. Inoltre, spiega perché l'Universo sia così vicino alla situazione di equilibrio fra espansione e gravitazione, che corrisponde a uno spazio piano. Infatti, più grande è il raggio di una sfera, maggiori porzioni della sua superficie si approssimano al piano. Particelle di materia e antimateria sarebbero state create dall'energia disponibile durante l'inflazione. Un casuale, minimo eccesso di materia sull'antimateria avrebbe portato all'annichilimento di tutte le coppie, con liberazione di un'enorme quantità di energia, lasciando solo quel piccolo eccesso di materia da cui si sarebbe originato il nostro Universo. Il rapporto di circa 109 fra densità di fotoni e densità di materia (barioni), che osserviamo oggi nell'Universo, sarebbe un'indiretta conferma di tale ipotesi.
Malgrado questi successi, la teoria inflazionaria presenta un grosso problema: un Universo in cui ha luogo un'espansione inflazionaria deve avere una densità di materia vicinissima al valore critico. Un valore appena più alto farebbe collassare immediatamente l'Universo su se stesso, un valore appena più basso lo farebbe espandere molto rapidamente. In ambedue i casi non si potrebbero formare le galassie, le stelle e, in ultima analisi, noi stessi che stiamo studiando questo Universo. Quindi l'inflazione richiede che il rapporto Ω fra la densità osservata e la densità critica sia uguale a 1. Invece le osservazioni, anche includendo la materia oscura, danno Ω poco diverso da 0,1. Infine, c'è il problema di cosa sia questa materia oscura. Se si trattasse di materia barionica (materia normale, di cui sono fatti atomi, protoni e neutroni), il deuterio prodotto durante le reazioni nucleari sarebbe decine di milioni di volte meno abbondante di quanto si osserva. Di conseguenza, la materia oscura potrebbe non essere barionica e le uniche particelle che potrebbero comporla e che sono state effettivamente osservate sono i neutrini; ma poiché non si conosce ancora la loro massa ‒ si sa solo che è inferiore a un centomillesimo della massa dell'elettrone ‒ non possiamo sapere se sono sufficienti a portare Ω al fatidico valore di 1. Perciò si ipotizzano vari tipi di particelle, mai osservate finora, che avrebbero potuto essere presenti nell'Universo primordiale. Un'altra possibilità è che il deuterio non sia tutto di origine primordiale, ma sia stato prodotto, per esempio, per frammentazione. Infine, c'è il problema dell'origine dell'Universo: perché è cominciato? Come è cominciato? Il modo più semplice di sfuggire a queste domande è immaginare un Universo che non abbia avuto un inizio. La prima ipotesi di questo tipo ‒ la già citata teoria dell'Universo stazionario ‒ fu proposta da Bondi, Gold e Hoyle. Essi ipotizzavano uno spazio-tempo infinito, in cui l'energia di espansione si trasformava in energia di creazione di materia, per cui la densità restava costante malgrado l'espansione. La scoperta della radiazione cosmica a 3 K ne ha decretato la fine.
Un altro tentativo di aggirare il problema dell'inizio è stato suggerito da James Hartle e Stephen W. Hawking. Essi propongono che quando l'Universo aveva dimensioni subatomiche, il tempo non possedeva le sue peculiari caratteristiche ed era una quarta dimensione spaziale. Perciò l'Universo non avrebbe avuto un inizio, perché andando abbastanza indietro troveremmo un Universo a quattro dimensioni spaziali. Per quanto strana possa sembrare questa idea, si può fare un paragone che mostra come ‒ in condizioni molto diverse da quelle usuali ‒ una grandezza fisica perda significato. Per esempio, un gas composto di miriadi di particelle esercita una pressione contro le pareti del contenitore. Se riduciamo il numero di particelle, anche la pressione si riduce. Immaginiamo di lasciare una sola particella nel contenitore: il termine pressione non ha più senso. Infine, gli ultimi sviluppi della teoria inflazionaria sono dovuti ad Andrej D. Linde. Se il nostro Universo è stato creato dall'energia liberata dall'inflazione, perché pensare che ci sia solo il nostro? La teoria dell'inflazione caotica postula che nuovi universi possano essere continuamente creati attraverso una specie di processo di 'germinazione'. Minuscole regioni di spazio-tempo possono apparire, evolvere inflazionandosi, alcune ricollassare su se stesse, altre evolvere troppo rapidamente per dar luogo alla formazione di galassie, altre evolvere in modo simile al nostro Universo (tab. 1). Quindi infiniti universi in un infinito spazio-tempo, il che ci riporta in un certo senso alla teoria dell'Universo stazionario.
In conclusione, la fisica che sperimentiamo nei nostri laboratori e nella vita di ogni giorno spiega l'Universo dall'epoca indicata dalla radiazione a 3 K, un'età di circa 500.000 anni, fino a oggi. La fisica delle particelle elementari, che studiamo nei grandi acceleratori, spiega cosa avvenne nell'Universo primordiale a partire da un'età superiore al millesimo di miliardesimo di secondo, quando la forza elettrodebole si scisse nelle due che conosciamo oggi: interazione debole ed elettromagnetismo. Prima di un millesimo di miliardesimo di secondo abbiamo l'era speculativa, che ha bisogno di una nuova fisica. Possiamo solo immaginare, per estrapolazione di quanto conosciamo, che alle altissime temperature e densità l'Universo fosse riempito di fotoni di elevatissima energia ‒ raggi gamma e X ‒ e particelle elementari, i quark (oggi imprigionati nei protoni e neutroni), i neutrini, gli elettroni e le loro antiparticelle. Il tutto governato da un'unica forza che si è poi scissa nelle quattro forze universali note: gravitazione, interazione forte, interazione debole ed elettromagnetismo.
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