Due cose sul Big Bang

Gli scienziati, si sa, studiano l’universo e provano a capire com’è fatto elaborando teorie e facendo misure ed esperimenti. La teoria che prova a spiegare la storia dell’universo dal suo inizio è la teoria del Big Bang.
Ora non voglio entrare nei dettagli di questa teoria ma piuttosto parlare di due questioni principali a volte male interpretate da molti.
La prima questione è il “bang”. Va bene, diciamolo pure subito: non c’è stato nessun bang. Voglio dire con ciò che il Big Bang non è stata un’esplosione. La maniera più semplice per capire questa cosa è mettersi bene in testa, una volta per tutte, che con Big Bang i fisici intendono l’inizio dello spazio e del tempo. Prima del Big Bang i concetti di spazio e tempo come li conosciamo oggi non esistevano. Dunque, qualunque cosa sia avvenuta durante il Big Bang, di sicuro non si è trattato di un’esplosione dato che un’esplosione (o almeno l’idea di esplosione a cui pensiamo tutti quando si parla di Big Bang) necessita di uno spazio in cui propagarsi. Spazio che, prima del Big Bang, non esisteva. Quindi niente botto, mi dispiace.
Infatti la teoria del Big Bang è una teoria che descrive un universo in espansione, in cui la distanza tra gli oggetti aumenta nel tempo all’inizio e poi, a seconda di quanta roba c’è nell’universo si possono avere svariati modelli in grado di descrivere l’andamento delle cose.

Detto questo, potete capire benissimo che il modo migliore di definire il Big Bang è un’espansione dello spazio e non un’esplosione nello spazio.

Perciò quando e se vi capita di vedere in televisione uno di quei filmati divulgativi in cui il Big Bang viene rappresentato con un’esplosione con tanto di rumore del botto, ebbene ora sapete che dovrete essere un po’ più scettici.
La seconda questione è molto, parecchio più delicata. E riguarda il cos’è il Big Bang. Per ora quello che sappiamo è che si tratta di una singolarità fisica prevista dalle equazioni della Relatività Generale quando esse sono applicate al tentativo di descrivere l’universo e la sua storia. Singolarità in fisica è una parola che crea parecchi grattacapi ai fisici. In particolare nel caso del Big Bang si ottiene qualcosa con densità infinita e in cui, come abbiamo già detto, i concetti di spazio-tempo come siamo abituati a pensarli perdono di significato. Dunque questo è un bel problema.
Il periodo di tempo che intercorre tra la singolarità e l’istante in cui le teorie attuali cominciano a funzionare è chiamato tempo di Planck ed è qualcosa di davvero infinitesimo, del tipo circa un dieci milioni di miliardi di miliardi di miliardesimo di secondi! Per ora ci dobbiamo accontentare, poi magari un giorno si riuscirà a comprendere cosa è accaduto in questo brevissimo istante, chissà.

Lo so che avevo detto solo due questioni, ma permettetemi di aggiungerne una. Molti fanno questa domanda quando incontrano un astrofisico: cosa c’era prima del Big Bang?
Probabilmente questa domanda è posta per curiosità o per mettere in difficoltà l’astrofisico o a volte (ed è questo il caso più grave) per far finire il discorso su binari religiosi che non hanno nulla a che fare con la scienza. Infatti la scienza si basa sul metodo scientifico ideato da Galileo Galilei.
Per chi non lo sapesse, anche se immagino che voi lo sappiate già, l’idea centrale del metodo scientifico è l’esperimento. Ovvero, possiamo fare tutte le teorie che ci pare, anche bellissime quanto bruttissime ma l’unico giudice insindacabile della scienza è l’esperimento che può rigettare la nostra ipotesi oppure no. Se la rigetta allora ci vuole una nuova teoria. Se invece non la rigetta allora ciò non vuol dire che la nostra teoria è esatta. Vuol dire piuttosto che la nostra teoria non è sbagliata; infatti magari è stata solo una coincidenza che il nostro esperimento sia stato in accordo con la teoria. Per questo bisogna fare tanti esperimenti (o comunque una serie statisticamente valida di misure). Tuttavia non potremmo mai dire che la nostra teoria è giusta anche se facessimo lo stesso esperimento tutti i giorni!
Comunque, tornando al Big Bang, siccome prima di esso lo spazio e il tempo in cui viviamo non esistevano, allora qualunque cosa ci sia stata prima del Big Bang non può essere verificata sperimentalmente da noi, la cui storia inizia al momento del Big Bang.

Per ora ci fermiamo qua. Prossimamente magari parleremo delle prove a sostegno della teoria del Big Bang e anche dei problemi che la incalzano. Per il momento ricordiamoci che non c’è stato nessun botto.

Galassie & galassie

L’universo è bello perché è vario non è una frase adatta a questo post.
Non abbiamo ancora capito per bene come si formano le galassie. Riteniamo che sia necessario l’apporto della materia oscura per permettere il collasso e la formazione delle strutture che attualmente osserviamo nell’universo.
Però possiamo osservare una cosa. Esistono due gruppi principali di galassie: le ellittiche e le spirali. Ovviamente questa è una divisione grossolana ma se tralasciamo per un attimo le sfumature allora possiamo ragionevolmente dividere le galassie in questi due gruppi (altrettanto ovviamente tralasciamo quelle galassie che non si possono proprio classificare in queste due categorie, le cosiddette irregolari).

Prima di andare avanti diciamo qualcosa di utile sulle galassie.
Una galassia è un sistema dinamico composto da stelle che si muovono con una certa velocità. Nella nostra galassia ci sono 100 miliardi di stelle e possiamo assumere questo numero come media di stelle presenti in una galassia. Nonostante ci siano tante stelle, a dire il vero è rarissimo che due di loro si scontrino. Questo perché il tempo necessario ad avere uno scontro è molto più grande del tempo passato dalla (teorica) nascita dell’universo. Si tratta di una cosa che si può calcolare e si chiama tempo di rilassamento a due corpi. Questo vale anche quando due galassie si scontrano. Anche in questo caso gli scontri fra stelle sono rarissimi.

Un po’ di galassie.

Ma ora torniamo a noi.
Le galassie ellittiche sono galassie ellisoidali come dice il nome stesso. Cioè hanno una struttura tridimensionale. Queste galassie appaiono di colore rosso, o meglio, le stelle che popolano queste galassie sono stelle rosse. Questo è indice di una popolazione stellare abbastanza vecchia ovvero si tratta di stelle formatesi molti miliardi di anni fa. Inoltre in queste galassie manca un ingrediente fondamentale per la formazione stellare, cioè il gas. Dunque non si osservano stelle giovani. Le stelle nelle galassie ellittiche non ruotano o ruotano con velocità molto basse. Molto importante è il concetto di dispersione di velocità che indica una sorta di velocità media delle stelle in questione. Per questo si dice che le stelle nelle ellittiche si muovono di moto random.

Le galassie spirali sono galassie a forma di disco. O almeno la maggior parte delle stelle si trova su di un piano ma sono presenti stelle anche attorno al disco (nel cosiddetto alone). Nelle spirali troviamo il gas e questo permette di avere stelle giovani di colore blu nel disco. Nella zona centrale delle spirali troviamo il cosiddetto bulge; si tratta come di una piccola galassia ellittica in quanto molte delle caratteristiche elencate prima sono riscontrate anche nel bulge. Le spirali mostrano inoltre una struttura di bracci. Ancora non è molto chiaro il meccanismo che genera i bracci di spirale ma quello che si sa è che non si tratta dello stesso meccanismo che genera i vortici di acqua nel lavandino di casa (fatevene una ragione!). Il fatto che vediamo stelle giovani non vuole certo dire che le galassie spirali sono più giovani di quelle ellittiche. Infatti le stelle blu sono molto più massive delle stelle rosse e la teoria dell’evoluzione stellare ci dice che il tempo di vita di una stella è inversamente proporzionale alla sua massa; più la stella è massiva più è corta la sua vita. Quindi in pratica questo vuol dire che vi è un tasso di formazione stellare nelle galassie a spirale proprio come ogni anno gli stati calcolano il prodotto interno lordo. Dunque vi sono sempre stelle nuove che prendono il posto di quelle vecchie e quindi non possiamo affermare che le ellittiche siano galassie più vecchie o viceversa.

Ma se si formano sempre stelle prima o poi il gas finisce? Beh, tenete presente che le stelle sono fatte di gas e quindi quando poi muoiono con vari meccanismi rimettono in circolo di nuovo il gas.
Ci sono differenze nel gas rimesso in circolo rispetto a quello iniziale? Sì. Infatti nelle stelle avvengono reazioni termonucleari e ciò comporta che si vengono a formare, all’interno delle stelle, elementi chimici pesanti a partire dal leggerissimo idrogeno. Dunque se all’inizio il gas della galassia è formato da solo idrogeno, pian piano con successive generazioni di stelle abbiamo che il gas si contamina di elementi più pesanti.
Questo fattore è chiamato metallicità (in astrofisica tutti gli elementi diversi da idrogeno e elio sono chiamati metalli). Siccome il gas diventa sempre più metallico con il passare del tempo, in linea di principio potremmo stimare l’età della galassia dalla metallicità della sua popolazione stellare. Ovviamente la sto semplificando parecchio perché ci possono essere diversi fattori che possono influenzare la metallicità del gas nella galassia; su tutti gli scontri con le altre galassie, i quali possono alterare le abbondanze chimiche di metalli nel gas e quindi nelle nuove stelle che si andranno a formare.

Bene, ci sono molte altre cose di cui parlare sulle galassie ma noi per ora ci fermiamo qui.
Spero di aver acceso un minimo di interesse e stuzzicato l’idea di saperne di più con questo breve post.
Un’ultima cosa. Non abbiamo la più pallida idea del perché le galassie siano principalmente o ellittiche o spirali. Se avete idee (supportate da ottimi argomenti) fatevi pure sotto!

Per chi volesse approfondire:

http://www.astrosurf.com/cosmoweb/galassie/index.html

http://www.astroala.it/didattica/profondocielo/classificazione.htm

La scala delle distanze cosmiche

Quando sentiamo di qualcosa distante anni luce capiamo subito che non ci riferiamo alla distanza che ci separa dal macellaio di fiducia. Sicuramente stiamo parlando di distanze tra corpi celesti.
Innanzitutto vediamo quanto vale un anno luce. Si tratta della distanza che un fotone percorre in un anno (ammesso che non venga assorbito da qualche atomo). Siccome un fotone viaggia a 300 mila km/s e visto che in un anno ci sono circa 30 milioni di secondi allora la distanza “anno-luce” sarà pari a qualcosa come 10 mila miliardi di km. Una distanza davvero notevole se paragonata a quelle che a cui siamo abituati sulla Terra.
Senza stare ad elencare vari esempi di distanze da noi in unità di anni luce, passiamo ora brevemente in rassegna alcuni metodi utilizzati per misurare le distanze in astrofisica (insomma, basti sapere che le distanze sono oscenamente enormi!).
Il primo metodo è la parallasse. Questo metodo si basa sulla misura dell’angolo sotteso dalla stella che stiamo osservando quando noi ci spostiamo. Ovviamente se ci spostiamo da un lato all’altro della nostra stanza non noteremo mai un apprezzabile cambiamento nella posizione della stella nel cielo. Ma se invece sfruttiamo il fatto che la Terra ogni sei mesi si trova in punti diametralmente opposti della sua orbita attorno al Sole, ecco che effettivamente notiamo uno spostamento apparente della posizione della stella nel cielo.

Piccolo esempio di parallasse.
Purtroppo se le stelle sono troppo distanti allora la parallasse che osserviamo grazie alle diverse posizioni della Terra ogni sei mesi è davvero trascurabile. Quindi non possiamo andare oltre alcune stelle della nostra galassia con la parallasse. Dunque che si fa?
La cosa eccezionale sarebbe usare la parallasse per misurare alcune particolari stelle chiamate candele standard. Si tratta di stelle con particolari proprietà che hanno caratteristiche indipendenti dalla distanza legate alla loro luminosità assoluta. Appartengono a questa categoria le Cefeidi e le Supernovae di tipo Ia (solo per citarne due). Prima di parlare di queste due categorie spieghiamo cosa accade: quando osserviamo una stella in verità noi osserviamo il flusso di luce proveniente dalla stella. Immaginate di avere una lampada da 100 Watt. Se la spostiamo sempre più da noi che osserviamo otteniamo che con l’aumentare della distanza la luce della nostra lampada diventerà sempre più debole; per la precisione il flusso è uguale alla luminosità assoluta diviso la distanza al quadrato. Eppure non cambia il fatto che la lampada sia da 100 Watt. Dunque siccome conosciamo già la luminosità assoluta della lampada e possiamo misurare il flusso che osserviamo allora possiamo capire a quale distanza si trova la lampada usando la legge menzionata poco fa. Lo stesso discorso vale per le stelle. Dunque per misurare la distanza sarebbe ideale conoscere la luminosità assoluta delle stelle. Purtroppo non possiamo farlo per tutte le stelle ma per alcune categorie particolari sì.
Le Cefeidi sono stelle variabili pulsanti. Il periodo di questa variabilità dovuta alla pulsazione della stella è direttamente legato alla luminosità assoluta. Dunque ecco che abbiamo una candela standard!
Se osservando una galassia vediamo che essa ospita una Cefeide allora ci basterà misurarne il flusso e il periodo di variabilità (il quale non dipende dalla distanza). Dopo ciò avremo luminosità assoluta e quindi la distanza.
Le Supernovae di tipo Ia sono un sistema binario di stelle di cui una componente è una stella chiamata nana bianca. Quello che accade in questi sistemi è che la stella diciamo “normale” butta del proprio materiale sulla nana bianca secondo un processo di accrescimento. A causa della struttura interna della nana bianca questo processo non può durare per sempre. Quando la nana bianca aumenta la sua massa e raggiunge un valore critico chiamato massa di Chandrasekhar avviene una esplosione! La differenza di flusso misurato durante l’esplosione e circa due settimane dopo l’evento presentano sempre le stesse caratteristiche che si possono legare alla luminosità assoluta; quindi anche qui possiamo stimare la distanza.
Altri importanti indicatori di distanza (e anche gli ultimi di cui parliamo in questo post) sono le relazioni di scala. Nell’universo sembrano esistere due grandi categorie di galassie: spirali ed ellittiche. Le spirali sono galassie a disco in cui le stelle mostrano una rotazione attorno al centro del disco. Le ellittiche invece presentano un moto casuale delle stelle. La situazione è leggermente più complicata ma ora non facciamoci caso e concentriamoci sul fatto che gli astronomi Tully e Fisher per le spirali e Faber e Jackson per ellittiche hanno trovato una relazione empirica (supportata poi anche dalla teoria) che lega la luminosità assoluta della galassia alla velocità delle stelle. Siccome la velocità delle stelle si può misurare indipendentemente dalla distanza ecco che abbiamo un altro stimatore della distanza (stavolta delle galassie!).
I metodi elencati fin qui non sono indipendenti. Non tutti si possono usare per tutte le distanze. Dunque misurando bene la parallasse delle Cefeidi della nostra galassia possiamo calibrare bene la relazione periodo-luminosità indipendentemente dalla distanza e poi usare tale relazione applicata alle Cefeidi di altre galassie per stimare la distanza. E poi fare lo stesso lavoro per calibrare ad esempio le Supernovae di tipo Ia. Insomma è come una scala in cui si tenta pian piano di arrivare al piolo più in alto. Ammesso che esista, ovviamente.
Ultima osservazione. Ma perché è così importante misurare le distanze in cosmologia? Ovviamente non lo si fa per perdere tempo, nè per puro divertimento. In realtà i modelli teorici prevedono particolari modelli per le distanze e per le grandezze ad essa collegate; quindi misurando tali distanze si può capire quale modello cosmologico si adatta meglio all’universo che osserviamo.
Per chi volesse approfondire:
Una presentazione molto carina con delle immagini,
e un sito un poco più tecnico

e per finire qualche grafico sulle Supernovae di tipo Ia
http://www.astro.ucla.edu/~wright/sne_cosmology.html