{"id":1067,"date":"-0001-11-30T00:00:00","date_gmt":"-0001-11-29T23:10:04","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"1067","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/1067\/","title":{"rendered":"Vorrei chiedere quali sono le ipotesi formulate dai cosmologi per spiegare i nuovi dati dei satelliti artificiali COBE e PLANCK, e i dati emersi dall’osservazione delle supernovae di primo tipo, che sembrano mostrare un universo in accelerazione anzich\u00e9 in decelerazione. In altre parole quali sono le ipotesi pi\u00f9’ accreditate sulla natura della costante cosmologica einsteiniana che \u00e8 improvvisamente tornata di moda?"},"content":{"rendered":"

Quella di
\n un universo in accelerazione \u00e8 una delle (presunte) scoperte scientifiche
\n pi\u00f9 clamorose degli ultimi anni. Ripercorro brevemente le tappe
\n della scoperta per i lettori che non fossero informati sull’argomento.<\/font><\/p>\n

E’ noto
\n che l’universo viene da una fase molto densa e calda, le cui vestigia
\n sono giunte fino a noi sotto forma di radiazione fossile di fondo (o cosmic
\n background<\/i>). Il satellite COBE ha dimostrato che questa radiazione
\n ha spettro planckiano, come ci si aspetterebbe da un corpo che si \u00e8
\n raffreddato, ed \u00e8 estremamente omogenea (possiede disomogeneit\u00e0
\n di solo una parte su diecimila), cosa che avvalla il modello di universo
\n inflazionario.
\n D’altro canto, questo promettente modello avanza una richiesta molto stringente
\n perch\u00e9 sia applicabile, e cio\u00e8 che la densit\u00e0 media
\n dell’universo sia esattamente uguale a quella necessaria per rendere la
\n geometria dello spazio-tempo piatta.
\n Mi spiego meglio: \u00e8 noto dalla relativit\u00e0 generale che la
\n massa (e non solo essa) curva lo spazio attorno a se, per cui ci si attende
\n che la materia dell’universo ne curvi lo spazio. Se per\u00f2 l’universo
\n \u00e8 passato attraverso una fase inflativa, questa deve aver “stirato”
\n lo spazio rendendolo praticamente piatto, oltre che aver reso molto pi\u00f9
\n omogeneo ed isotropo l’universo stesso, come COBE ha dimostrato.<\/font><\/p>\n

Ora, \u00e8
\n possibile calcolare quale sia la densit\u00e0 media di materia che \u00e8
\n necessaria affinch\u00e9 l’universo risulti piatto ed esprimere la curvatura
\n dello spazio servendosi del rapporto tra la densit\u00e0 reale dell’universo
\n e quella teorica. Questo rapporto \u00e8 convenzionalmente indicato
\n con la lettera greca maiuscola omega (W<\/font>).
\n Se <\/font>W<\/font><\/font>
\n >1 l’universo
\n \u00e8 pi\u00f9 denso del necessario, per cui ha una geometria chiusa,
\n se invece <\/font>W<\/font><\/font>
\n <1 esso
\n \u00e8 troppo poco denso e la sua geometria \u00e8 aperta.<\/font><\/p>\n

Se computiamo
\n tutta la materia visibile nello spazio, essa risulta troppo poca per chiudere
\n lo spazio, in quanto essa \u00e8 circa il 20% del valore critico; si
\n esprime questo fatto dicendo che <\/font>W<\/font><\/font>
\n M<\/sub>=0,2
\n dove il pedice M sta per “materia”. Questo fatto \u00e8 per\u00f2
\n in contraddizione col modello di universo inflativo che richiede W<\/font>
\n =1, perci\u00f2 si \u00e8 cominciato a pensare che esista nello spazio
\n una grande quantit\u00e0 di “materia oscura”, cio\u00e8 una qualche
\n forma di materia che non emette luce ma che ha effetti gravitazionali
\n consistenti, che contribuiscono al computo di W<\/font>
\n (per la verit\u00e0, esiste anche tutta una serie di prove sperimentali
\n che conferma l’esistenza della materia oscura).
\n Da questa valutazione \u00e8 nato un intero filone della cosmologia
\n sia teorica che sperimentale, nel tentativo di capire di che genere di
\n materia si tratti e quali osservazioni potrebbero metterla in luce. Alcuni
\n astronomi hanno pensato a nane brune ed a nane rosse, altri ad una massa
\n dei neutrini, altri ancora a particelle non ancora scoperte perch\u00e9
\n interagiscono poco con la materia ordinaria (le cosiddette WIMPs – Weak
\n Interacting Massive Particles<\/i>), altri ancora alle particelle supersimmetriche
\n teorizzate dai modelli di unificazione delle forze in fisica. Malgrado
\n gli sforzi, per\u00f2, nessuna osservazione ha mai dimostrato un contributo
\n preponderante al valore di W<\/font> .
\n In teoria, le leggere fluttuazioni residue della radiazione fossile di
\n fondo possono dare un suggerimento sulla quantit\u00e0 totale di materia
\n presente nell’universo, in quanto alcuni studi teorici hanno dimostrato
\n che il valore di <\/font>W<\/font><\/font>
\n M<\/sub>
\n influenza la distribuzione di queste fluttuazioni; sfortunatamente il
\n satellite COBE non possedeva una sufficiente risoluzione spaziale per
\n valutare questa distribuzione e dipanare il mistero; perci\u00f2 in
\n questi anni \u00e8 in via di progettazione il suo successore, battezzato
\n Planck, il cui lancio \u00e8 previsto per il 2007 e che dovrebbe essere
\n il grado, grazie alla risoluzione molto pi\u00f9 elevata, di tracciare
\n una mappa dettagliata della distribuzione del cosmic background<\/i>.<\/font><\/p>\n

C’\u00e8
\n per\u00f2 un’altra possibilit\u00e0 da prendere in considerazione,
\n per colmare il gap che separa l’attuale stima di <\/font>W<\/font><\/font>
\n M<\/sub>
\n da 0,2 fino al fatidico e richiesto 1: originariamente, quando Einstein
\n formul\u00f2 la teoria della relativit\u00e0, introdusse nelle sue
\n equazioni un parametro (L<\/font>) il cui effetto
\n sarebbe equivalente ad una forza repulsiva che agisce sulle grandi distanze.
\n Egli giustific\u00f2 la sua scelta sostenendo che, altrimenti, un universo
\n statico avrebbe dovuto collassare su se stesso e spieg\u00f2 che la
\n natura fisica di questo parametro, noto come “costante cosmologica”, avrebbe
\n dovuto essere cercata nella pressione che si sviluppa a causa dell’energia
\n del vuoto quantistico. In altre parole, una delle previsioni della fisica
\n quantistica \u00e8 l’esistenza di un'”energia di punto zero”, non nulla,
\n che si presenta anche nel vuoto assoluto ed il cui effetto pu\u00f2
\n essere percepito sulla geometria dello spazio.<\/font><\/p>\n

Pochi anni
\n dopo, Hubble scopr\u00ec l’espansione dell’universo e la costante cosmologica
\n non era pi\u00f9 necessaria per spiegarne il mancato collasso, cos\u00ec
\n Einstein la cancell\u00f2 dalle sue equazioni e la defin\u00ec “il
\n pi\u00f9 grande errore della mia vita”.
\n Eppure la costante cosmologica, oltre ad avere un effetto repulsivo, introdurrebbe
\n un computo positivo al parametro di densit\u00e0 W<\/font>
\n , costituendo proprio quello che i cosmologi stanno cercando.
\n Nel 1998 gli astronomi del Supernova Cosmology Project hanno annunciato
\n che, osservando alcune supernovae molto distanti, avrebbero trovato un
\n indizio di un’espansione accelerata dell’universo, il che avvalorerebbe
\n l’ipotesi dell’esistenza di L e contemporaneamente renderebbe conto
\n del perch\u00e9 il termine <\/font>W<\/font><\/font>
\n M<\/sub>
\n risulti irrimediabilmente minore di 1: in tal caso, il requisito da soddisfare
\n sarebbe <\/font>W<\/font><\/font>
\n M<\/sub>+<\/font>W<\/font><\/font>
\n L<\/sub><\/font>
\n =1 e non pi\u00f9 semplicemente <\/font>W<\/font><\/font>
\n M<\/sub>=1.
\n L’idea di questi astronomi parte dalla considerazione che le supernovae
\n di tipo Ia hanno tutte circa la stessa magnitudine assoluta nel punto
\n di massima luminosit\u00e0, perci\u00f2 rappresentano una buona “candela
\n standard” per misurarne la distanza, partendo dal presupposto che la loro
\n luminosit\u00e0 apparente \u00e8 legata solo a quella assoluta ed
\n alla distanza. E’ dunque possibile correlare il redshift della galassia
\n che ospita la supernova con la sua distanza e testare cos\u00ec la legge
\n di Hubble: se l’universo \u00e8 in espansione accelerata le supernovae
\n risulteranno leggermente pi\u00f9 deboli di quanto atteso in base al
\n redshift, se invece \u00e8 in decelerazione esse saranno un poco pi\u00f9
\n luminose.
\n La scoperta consiste proprio nell’aver notato che le supernovae distanti
\n risultavano sempre un poco pi\u00f9 deboli di quanto aspettato (circa
\n mezza magnitudine), suggerendo un’espansione accelerata dell’universo
\n e dunque tutte le citate conseguenze sulle teorie cosmologiche.<\/font><\/p>\n

<\/p>\n

\u00a0<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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