La cosmologia è lo studio della natura dell’universo come entità intera. La parola cosmologia deriva dal greco kosmos che significa armonia o ordine. I cosmologi sono interessati alla formazione, all’evoluzione e al futuro dell’universo e dei suoi costituenti.
La maggior parte degli oggetti che possiamo vedere con i telescopi sono grandi o esistono a distanze estreme (ad esempio pianeti, stelle, galassie, ammassi di galassie e persino superclusters)., La visione della maggioranza dei cosmologi è che tutti questi oggetti si sono formati dopo un evento di formazione iniziale, estremamente caldo e denso, circa 14 Gigayears fa, che ha creato (e continua a creare) lo spazio che vediamo intorno a noi. Questo evento è chiamato il Big Bang.
Mentre il modello hot Big Bang sembra spiegare molto di ciò che osserviamo intorno a noi, ci sono ancora molte domande fondamentali che esistono. Di cosa è fatta la maggior parte della materia nell’universo? Quanto sono comuni i pianeti intorno alle stelle? Cosa fa sì che alcune galassie siano ellittiche, a spirale o di forma irregolare?, Qual è la geometria dell’universo? Qual è la misteriosa energia oscura? Esiste una costante cosmologica? È una variabile? Esistono altri universi?
Oltre alle proprietà degli oggetti più grandi (ad esempio galassie e struttura su larga scala), la cosmologia si sta sempre più occupando delle proprietà degli oggetti più piccoli.
Per aiutare a determinare cosa è successo all’inizio dell’universo, i cosmologi hanno bisogno dell’aiuto dei fisici delle particelle. Il modello del Big Bang descrive un inizio molto caldo e denso dell’universo in cui si verificano molti interessanti fenomeni di fisica delle particelle., Questi fenomeni hanno influenzato il tipo di universo in cui viviamo.
Nelle prime fasi l’universo era tremendamente caldo e la materia non poteva esistere. L’universo era dominato dalle radiazioni. Come l’universo espanso e raffreddato particelle elementari potrebbero essere creati, che in seguito formarono gli elementi più leggeri come idrogeno, elio e litio. Gli elementi più pesanti hanno dovuto attendere la formazione delle stelle in modo che potessero essere realizzati attraverso la nucleosintesi nei centri di alta temperatura, pressione e densità delle stelle massicce.,
Il Modello Standard della fisica delle particelle è una descrizione matematica delle 12 particelle fondamentali (6 leptoni e 6 quark) e 3 forze (elettromagnetiche, deboli e forti). Si pensa che a ~10-11 secondi dopo il Big Bang tutte e 4 le forze (epoca attuale) (le tre sopra menzionate più la gravità) diventassero forze separate. Tuttavia a circa ~10-43 secondi dopo il Big Bang (il Tempo di Planck) tutte e 4 le forze sono state unificate in un’unica forza. Il processo delle forze che si separano l’una dall’altra è chiamato rottura spontanea della simmetria.,
I primi cosmologi erano babilonesi ed egiziani che osservavano il cielo e che potevano prevedere i moti apparenti del Sole, della luna, delle stelle più luminose e dei pianeti.
Nel iv secolo AC, i filosofi greci dedussero che le stelle erano fissate su una sfera celeste che ruotava attorno alla Terra sferica. I pianeti, il Sole e la Luna si muovevano in una sostanza fluida chiamata etere tra la Terra e le stelle.,
Credit: Swinburne
Nel II secolo d.C. Tolomeo basò il suo lavoro sulla credenza che tutto il movimento era circolare. Per spiegare il moto di alcuni dei pianeti, che sembrano loop indietro su se stessi, Tolomeo ha introdotto epicicli in modo che i pianeti si muovevano in cerchi su cerchi.
Nuove osservazioni guidano i progressi nella teoria e nuove teorie possono stimolare nuove osservazioni., Tuttavia passarono molti secoli fino a quando non si verificò un nuovo significativo sviluppo nella cosmologia.
Nel xvi secolo Nicola Copernico propose un sistema eliocentrico in cui la Terra ruotava sul suo asse e, insieme agli altri pianeti, orbitava attorno al Sole. Ma l’evidenza osservativa del tempo favorì il sistema tolemaico basato sull’epiciclo. Il sistema copernicano fu promosso da alcuni ma fu la scoperta dell’aberrazione della luce stellare nel 1728 che dimostrò senza dubbio che la Terra orbita attorno al Sole!,
All’inizio del xvii secolo Galileo Galilei scoprì le lune in orbita attorno al pianeta Giove. Ha mostrato chiaramente che la Terra non era speciale e ha fatto credere a molti nel modello eliocentrico copernicano dei pianeti in orbita attorno al Sole. Isaac Newton scoprì quindi la legge del quadrato inverso per la forza gravitazionale che potrebbe spiegare le orbite ellittiche dei pianeti e delle comete nel Sistema Solare. Era stata trovata una struttura fisica per i moti celesti.
Se la Terra orbita attorno al Sole, le posizioni delle stelle vicine, rispetto allo sfondo, dovrebbero cambiare., Tuttavia, le osservazioni iniziali non hanno rilevato alcun movimento di questo tipo. L’assenza di qualsiasi spostamento osservabile o parallasse nelle posizioni delle stelle mentre la Terra orbitava attorno al Sole implicava che le stelle dovevano essere a grandi distanze dal Sole. Newton concluse che l’universo deve essere un mare infinito ed eterno di stelle, ognuna molto simile al nostro Sole.
Nel xviii secolo due importanti filosofi emersero con idee simili. Nel 1750 Thomas Wright suggerì che la Via Lattea, la Galassia, fosse un vasto disco rotante costituito da stelle e pianeti., Immanuel Kant scrisse la “General Natural History and Theory of the Heavens” nel 1755 in cui suggerì che le nebulose a spirale, deboli oggetti nebulosi osservati attraverso il cielo, erano galassie esterne o universi insulari indipendenti dalla Via Lattea.
La cosmologia fisica, la versione quantitativa della cosmologia, iniziò con Albert Einstein nel 1915 quando sviluppò i primi modelli sostanziali dell’universo attraverso le soluzioni alla sua Teoria generale della Relatività. Queste soluzioni sono state aggiunte e migliorate da Alexander Freidmann, Willem de Sitter, Georges Lemaitre, H. P., Robertson e Arthur Geoffrey Walker. In quella fase gli astronomi non erano consapevoli dell’espansione dell’universo, e Einstein aveva introdotto un termine matematico, una costante cosmologica, per garantire che il suo universo fosse statico.,
di Credito: Steve Maddox, Sarà Sutherland, George Efstathiou e Jon Loveday
Nel 1912 Henrietta Leavitt scoprì le stelle variabili Cefeidi in Nubi di Magellano e ha confermato che le variabili con periodi più lunghi era più grande luminosità. Dal 1912 in poi Vesto Slipher all’Osservatorio Lowell iniziò ad accumulare velocità di nebulose a spirale., Verso la metà degli anni 1920 la stragrande maggioranza di queste nebulose aveva velocità di recessione, alcune delle migliaia di km/s. Era difficile non assegnare velocità così estreme alle galassie esterne.
A metà degli anni 1920 J. C. Duncan ed Edwin Hubble avevano anche rilevato stelle variabili Cefeidi in Messier 33, Messier 31 e NGC 6822. Queste stelle obbedivano a una relazione Periodo-Luminosità in cui il periodo della loro variabilità era correlato alla loro luminosità intrinseca., Una volta stabilita una calibrazione di Cefeidi vicine con distanze note, è possibile assegnare una distanza a ciascuna variabile in base esclusivamente al suo periodo di variabilità. Sulla base di queste stelle variabili le distanze dedotte erano troppo grandi per permettere a queste nebulose a spirale di far parte della nostra Galassia. Erano galassie a sé stanti. Wright e Kant avevano ragione.
Nel 1929 Hubble pubblicò un documento storico che descriveva una relazione tra la distanza da una galassia e la sua velocità radiale osservata., Galassie più lontane hanno velocità recessive maggiori (come era stato visto con un campione più piccolo da Vesto Slipher). Un caso può essere fatto che Lundmark e Lemaitre avevano battuto Hubble a questa scoperta. Anche H. P. Robertson fu il primo a descrivere i risultati come espansione cosmica. Einstein poi gettò via la sua costante cosmologica. L’universo non era statico, ma in espansione.
Nel 1950 Hermann Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle hanno proposto il modello di stato stazionario dell’universo., In questo modello, la materia era fatta dal vuoto dello spazio e l’universo sembrava lo stesso in qualsiasi direzione e in qualsiasi momento. Filosoficamente elegante, ha evitato un inizio e una fine per l’universo. Era, tuttavia, testabile. L’evoluzione osservata delle sorgenti radio, e in seguito il picco osservato nella densità numerica dei quasar, distante diversi miliardi di anni luce, ha chiamato in causa il modello di Stato stazionario., Nei primi anni 1960 Arno Penzias e Robert Wilson rilevarono un segnale molto debole nella regione delle microonde corrispondente alla radiazione di tutto il cielo a ~3 gradi K che raggiunge un picco di intensità a una lunghezza d’onda di 2 mm. Robert Dicke e collaboratori avevano predetto un tale segnale, lo Sfondo cosmico, se l’universo fosse iniziato in uno stato caldo e denso.,
di Credito: NASA WMAP della Squadra di Scienza
3 gradi K radiazioni che siamo ora in grado di rilevare stata emessa circa 300.000 anni dopo il Big Bang, quando l’universo era raffreddato abbastanza per i plasma per formare un gas di atomi neutri. Dopo di che i fotoni della radiazione cosmica di fondo hanno viaggiato su linee rette (a noi) senza interagire con la materia da allora., Ulteriori osservazioni hanno mostrato che la radiazione era della forma del corpo nero prevista per un’origine molto calda e il modello del Big Bang caldo è stato riacceso come il modello cosmologico preferito. Insieme allo Sfondo Cosmico, altre due osservazioni sono alla base del modello del Big Bang. Uno è che la nucleosintesi in un universo caldo precoce rappresenta correttamente l’abbondanza cosmica degli isotopi nucleari leggeri come idrogeno, deuterio, elio-3, elio-4 e litio-7. Il secondo era l’espansione osservata dell’universo come implicita dai moti delle galassie lontane.,
Tuttavia, il modello del Big Bang non poteva spiegare alcune osservazioni dell’universo. Se dividiamo lo spazio in cubi di diverse centinaia di milioni di anni luce, ognuno di questi cubi apparirebbe simile in termini di densità di massa, densità della galassia e quantità di struttura coerente. Questa uniformità su larga scala è osservata nelle indagini di galassie lontane., Tuttavia, nel modello standard del Big Bang l’universo si evolve così rapidamente che non c’è tempo per stabilire tale somiglianza. Questo problema è noto come il problema dell’orizzonte in cui l’orizzonte è usato per indicare la distanza più grande che l’informazione o l’energia avrebbero potuto attraversare dall’istante del Big Bang, data la restrizione della costanza della velocità della luce. In poche parole, l’universo è quasi omogeneo e isotropico su scale molto grandi.
Il secondo problema è il problema di planarità. La densità di massa dell’universo governa la sua evoluzione e il suo destino., Se la densità di massa supera una densità critica, allora la gravità sarà abbastanza forte da invertire l’espansione corrente e l’universo ha una geometria che viene chiamata chiusa. Se la densità di massa è inferiore al valore critico, l’universo continuerà ad espandersi per sempre e l’universo ha una geometria aperta. Il rapporto tra la densità di massa effettiva e il valore critico è noto come Omega. La Teoria Generale della Relatività implica che la geometria dell’universo è euclidea solo se Omega è esattamente 1.0, quindi un universo Omega = 1 è chiamato piatto., Al momento attuale crediamo che il valore di Omega sia ben all’interno di un fattore 10 di 1.0. Perché il valore di Omega sia così vicino a 1.0 in questa epoca è notevole – se inizialmente fosse solo una piccola quantità lontana da 1.0, circa 14 miliardi di anni di evoluzione lo avrebbero spinto ben lontano da questo valore in questa epoca attuale. A tutti gli effetti l’universo appare piatto.
Credit: NASA / GSFC Imagine the Universe
Per spiegare questi “problemi” osservati, nel 1980 Alan Guth determinò che un periodo di espansione esponenziale estremamente rapida, “inflazione”, si verificò circa 10-34 secondi dopo il Big Bang. Subito dopo questo periodo inflazionistico, l’universo attualmente visibile a noi aveva un raggio di ~1 m. L’universo tornò quindi alla sua normale modalità di espansione (lineare)., La successiva messa a punto dell’inflazione è stata fatta da Andrei Linde, Andreas Albrecht e Paul Steinhardt, e le versioni attuali includono multi-universi tutti sottoposti a qualche tipo di inflazione (ad esempio caotico, eterno). L’inflazione può essere collegata alla teoria delle stringhe e alla cosmologia della brana in cui la nostra brana 4 dimensionale (3 spaziale, una dimensione temporale) può essere considerata come un sottoinsieme di una massa di dimensioni molto più elevate.
Il primissimo periodo di inflazione dell’universo, e le sue cause fisiche, possono essere correlate a una recente osservazione dell’universo., Le supernove distanti ad alto redshift sembrano essere leggermente meno luminose del previsto, il che può essere interpretato come un universo che sta subendo una fase di espansione accelerata. L’energia oscura è stata postulata come una sorta di anti-gravità che guida questa accelerazione.
Le attuali aree di attualità nella ricerca cosmologica includono la natura della materia oscura e dell’energia oscura, la ricerca delle prime stelle e galassie, le proprietà dello sfondo cosmico e le simulazioni numeriche della struttura su larga scala.