Grazie alla scoperta della radiazione cosmica di fondo gli scienziati hanno ricostruito la variazione della temperatura dell’Universo sino ad oggi.
Il nostro Universo, per come lo comprendiamo, non è sempre stato come appare oggi. L’Universo, molto tempo fa, era più uniforme, meno grumoso, meno evoluto e, cosa importante, più piccolo. L’ultima parte è fondamentale per la nostra comprensione dello spazio, perché è una conseguenza inevitabile del fatto che l’Universo si espande nel tempo. Mentre l’Universo si espande, cosa che per molti di noi è controintuitiva, si raffredda anche, poiché i fotoni al suo interno non solo si diluiscono con l’aumento del volume, ma anche le lunghezze d’onda dei singoli fotoni si allungano a lunghezze maggiori man mano che lo spazio attraverso cui viaggiano si espande. Ecco perché diciamo che il nostro passato cosmico non ha incluso solo un Big Bang, ma un Big Bang caldo, in cui non solo le densità ma anche le temperature erano di gran lunga superiori a quelle odierne. Questa conclusione porta a una domanda semplice quanto interessante: “allora come cambia la temperatura dell’Universo nel corso del tempo?” È una domanda affascinante, perché nonostante ci sia una relazione tra tempo e temperatura nel nostro passato cosmico, non è così semplice come si potrebbe immaginare.
La radiazione cosmica di fondo
Una delle più grandi scoperte dell’intero XX secolo è stata quella della radiazione cosmica di fondo. Negli anni ’40, lo scienziato George Gamow e i suoi collaboratori elaborarono per primi molte delle conseguenze di un Universo che emerse da uno stato caldo, denso e in rapida espansione: qualcosa che oggi identifichiamo come il Big Bang. Gamow notò che mentre l’Universo si espande, la lunghezza d’onda di tutte le forme di luce al suo interno viene allungata dall’Universo in espansione, allungando le loro lunghezze d’onda e abbassando le loro energie. Di conseguenza, ragionò, se avessimo estrapolato all’indietro, quella luce doveva essere a lunghezze d’onda più corte, energie più elevate e più strettamente compattata.
In altre parole, l’Universo deve essere emerso non solo da uno stato più denso in passato, ma anche da uno più caldo. Andando abbastanza indietro, ragionò Gamow, si sarebbe arrivati a un periodo nella storia cosmica in cui c’erano abbastanza fotoni di lunghezze d’onda sufficientemente corte da rendere impossibile la formazione di atomi neutri: in cui non appena un protone e un elettrone si fossero trovati e avessero creato temporaneamente un atomo neutro, sarebbero stati fatti saltare in aria da uno di quei fotoni (ultravioletti) ad alta energia. Ciò corrisponderebbe a uno stato in cui l’intero Universo primordiale non era altro che un plasma ionizzato: in cui fotoni ed elettroni si disperdevano copiosamente l’uno dall’altro e in cui gli atomi neutri non potevano ancora formarsi stabilmente a causa delle temperature estremamente elevate.
Tuttavia, mentre l’Universo si espandeva e si raffreddava, le lunghezze d’onda di quei fotoni critici si sarebbero allungate, alla fine abbassando le loro energie al di sotto della soglia di ionizzazione degli atomi neutri. Alla fine, dopo che fosse trascorso abbastanza tempo, l’Universo si sarebbe riempito di atomi neutri e quei fotoni rimanenti, ora di una lunghezza d’onda troppo lunga per ionizzare gli atomi che stava incontrando, avrebbero semplicemente “liberamente fluito”, ovvero viaggiato in linea retta senza essere assorbiti. Mentre l’Universo continuava a espandersi, la lunghezza d’onda di quella luce avrebbe continuato ad allungarsi, portandola a lunghezze d’onda sempre più lunghe e temperature sempre più basse. Alla fine, oggi, miliardi di anni dopo, quel bagno di radiazioni rimanente sarebbe stato solo di pochi gradi sopra lo zero assoluto.
Sebbene fosse stato previsto da Gamow già nel 1945, e i dettagli successivi furono elaborati da Ralph Alpher e Robert Herman nel 1948, le ricerche di questo background non ricevettero molto interesse fino agli anni ’60. Bob Dicke e il suo gruppo a Princeton, tra cui i leggendari scienziati Jim Peebles, Peter Roll e David Wilkinson, cercarono di progettare e far volare un radiometro che avrebbe cercato la firma (ora lunghezza d’onda delle microonde) di questo bagliore residuo: ora noto come fondo cosmico a microonde ma allora noto, poeticamente, come la palla di fuoco primordiale. Tuttavia, prima che potessero farlo, una fortuita scoperta di Arno Penzias e Robert Wilson rivelò la presenza di questo bagliore residuo di radiazione a bassa energia in tutte le direzioni del cielo. Il fondo cosmico a microonde era appena stato scoperto.
Monossido di carbonio
Questa è stata la prima rilevazione di quello che oggi è considerato l’indizio inconfondibile che ha eliminato i concorrenti del Big Bang. Nel corso degli anni si sono poi aggiunte ulteriori scoperte che hanno portato a concludere che questa radiazione era effettivamente:
- isotropica, ovvero uguale in tutte le direzioni,
- un corpo nero in natura, esattamente come previsto dal Big Bang,
- uniforme in temperatura a circa 1 parte su 30.000,
che ancora oggi rimangono proprietà di questa radiazione che nessun quadro alternativo può spiegare in modo coerente. Quando si aggiungono le osservazioni dell’Universo in espansione, l’abbondanza relativa degli elementi leggeri e l’evoluzione osservata delle galassie e la formazione della struttura cosmica nel tempo, il Big Bang regna sovrano come la nostra migliore (e attualmente l’unica valida) teoria dell’Universo primordiale.
Tutto questo suona molto teorico, ovviamente, e quindi ci si potrebbe chiedere se ci siano prove osservative che lo confermino. Abbiamo misurato in modo preciso il fondo cosmico a microonde e abbiamo scoperto che le sue proprietà oggi sono che l’Universo ha una temperatura che corrisponde a 2,7255 K e dove le fluttuazioni di temperatura, o deviazioni da quel valore medio, sono solo decine o centinaia di microkelvin. Ma l’esistenza di quella radiazione oggi non implica necessariamente che essa sia esistita, come previsto, a temperature più elevate in passato e a temperature che corrispondono all’estensione fisica dell’Universo in espansione rispetto alla sua estensione odierna.
Fortunatamente, c’è un modo per verificare anche questa affermazione. Una delle molecole più onnipresenti nell’Universo è il monossido di carbonio: una semplice molecola di CO. A causa della propensione del monossido di carbonio ad avere i suoi livelli di rotazione eccitati a energie relativamente basse, a energie che corrispondono ai fotoni delle frequenze delle microonde, può essere utilizzato come un termometro cosmico, dove le caratteristiche di assorbimento del monossido di carbonio possono apparire nello spettro di un quasar distante.
Come riportato per la prima volta in uno studio del 2011, la firma del monossido di carbonio mostra, con solo piccolissime incertezze, che la temperatura del fondo cosmico a microonde nel lontano passato era davvero più calda e si correlava con le dimensioni dell’Universo, esattamente come previsto. Ad oggi quindi sappiamo che l’Universo è composto da circa il 5% di materia normale, il 27% di materia oscura e il 68% di energia oscura, con una piccola quantità di neutrini (~0,1%) e una frazione ancora più piccola di fotoni (~0,01%) aggiunti. Sappiamo anche che l’Universo si sta espandendo in questo momento e, nonostante la controversia su un problema noto come tensione di Hubble, sappiamo con altissima precisione quanto velocemente l’Universo si sta effettivamente espandendo oggi.
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L’evoluzione della temperatura dell’Universo
Basandoci unicamente su queste informazioni, possiamo calcolare a ritroso, dal presente, a qualsiasi momento nel passato dell’Universo, e apprendere qual è la relazione tra temperatura e tempo. Si scopre che ci sono tre periodi separati nella storia cosmica che gradualmente si fondono l’uno nell’altro, dove la relazione tra temperatura e tempo è distinta, seguendo regole diverse in periodi diversi, a seconda di quale forma di energia è dominante e principalmente responsabile dell’espansione cosmica.
All’inizio, la radiazione, guidata da fotoni e neutrini, è il fattore dominante nell’Universo. Questo periodo persiste dall’inizio del Big Bang caldo per i primi secondi, minuti, ore, giorni, anni, decenni, secoli e millenni. Poi, circa 9000 anni in poi, la materia inizia a prendere il sopravvento, diventando la forma dominante per milioni e persino miliardi di anni, il tutto mentre l’Universo continua a espandersi e le lunghezze d’onda continuano ad allungarsi. Infine, circa 6 miliardi di anni fa, la densità della materia è diventata così diluita che l’energia oscura ha iniziato a diventare importante e ora domina l’espansione dell’Universo. Mentre l’Universo si espande, ovvero mentre la distanza tra due punti aumenta, la temperatura dell’Universo diminuisce proporzionalmente.
Ciò significa che la temperatura del nostro Universo, oggi, a 2,7255 K, era maggiore in passato. Alcuni dati divertenti sono che quando l’Universo aveva un’età di:
- 13,8 miliardi di anni, T = 2,7255 K,
- 10 miliardi di anni, T = 3,62 K,
- 7 miliardi di anni, T = 4,77 K,
- 1 miliardo di anni, T = 18,12 K,
- 100 milioni di anni, T = 83,4 K,
- 10 milioni di anni, T = 379 K,
- 1 milione di anni, T = 1633 K,
- 25.000 anni, T = 13.700 K,
- 1000 anni, T = 73.600 K,
- 1 anno, T = 2.370.000 K,
e così via, dove per ogni fattore 100 in più rispetto al passato, la temperatura diventa dieci volte più alta.
Questa è la relazione: l’Universo cambia temperatura nel tempo e la temperatura dell’Universo cala sempre. È interessante notare che si possono ancora avere regioni dello spazio, come l’interno della Nebulosa Boomerang, dove la rapida espansione della materia può creare una posizione più fredda delle profondità più profonde dello spazio intergalattico. Queste temperature vengono raggiunte in modo simile alle basse temperature a cui alla fine si sposta la radiazione cosmica di fondo: attraverso un’espansione rapida e incessante. Nel caso della Nebulosa Boomerang, è dovuto all’espansione della materia, non all’espansione dello spazio, ma lo stesso principio si applica ancora.
Comprendiamo la nostra storia cosmica abbastanza bene da poter ora risalire a qualsiasi epoca del passato dell’Universo e sapere, con solo incertezze estremamente piccole, qual era la temperatura dell’Universo in quei primi tempi. Possiamo sondare questo su un’enorme gamma di condizioni, da quando l’Universo aveva solo una minuscola frazione di secondo fino a quando aveva molti miliardi di anni, così come in ogni fase intermedia.
Quando chiedi della relazione temperatura-tempo, stai chiedendo della fisica che governa l’Universo in ogni momento. 100 anni fa, le risposte a queste domande sarebbero state puramente teoriche; oggi, abbiamo una serie schiacciante di prove che supportano questa immagine. Questo è un bel successo per la cosmologia, e qualcosa che tutti, non solo fisici e astrofisici di tutto il mondo, possono apprezzare sulla nostra comprensione dell’Universo.
Per saperne di più
- Leggi l’articolo originale su Big Think
- Leggi il paper scientifico The evolution of the cosmic microwave background temperature
