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Immaginate di trovarvi in mezzo ad una giungla fittissima, alzando lo sguardo in alto vedrete solo ed esclusivamente foglie ed alberi e verde....di certo non vedreste l'azzurro del cielo!

Perchè allora di notte vediamo così tanto spazio "nero" (azzurro del cielo) rispetto alle stelle (foglie)? Se è vero, come è vero, che nell'universo ci sono infinite stelle e galassie che emettono luce allora perchè di notte il cielo non ci appare come una immensa ed indefinita miriade di stelle bianche? Perchè il cielo di notte non è bianco?

E' ormai dai tempi di Keplero che cosmologi, scienziati, pensatori e gente comune si interroga su questo dilemma "cosmolgico". Una risposta semplice e chiara ci viene data dal Prof. De Bernardis con uno splendido articolo dal titolo "BOOMERanG E LA NUOVA COSMOLOGIA" figlio del decennale esperimento appunto denominato BOOMERanG.

L'articolo è stato pubblicato sulla rivista scientifica "ANALYSYS Rivista di cultura e politica scientifica N. 4/2003"

Riporto, per brevità, un estratto dell'articolo dal titolo "Archeologia dell'universo" che spiega proprio le cause che determinano la presenza di cosi tanto spazio "nero" nel cielo stellato.

Buona lettura

ANALYSIS Rivista di cultura e politica scientifica N. 4/2003

BOOMERanG
E LA NUOVA COSMOLOGIA
di Paolo de Bernardis e Silvia Masi

Dieci anni fa iniziava il progetto BOOMERanG, destinato a realizzare la prima immagine
dettagliata dell’universo primordiale. In questo articolo vogliamo ripercorrere le tappe che
hanno portato alla realizzazione del telescopio e della navicella, ai suoi voli nella stratosferica
Antartica, alla prima misura delle tenui fluttuazioni di densità, velocità e temperatura
generate dalle oscillazioni acustiche del gas incandescente che formava l’universo primordiale.
Descriveremo l’impatto di queste misure sulla cosmologia, le prospettive che queste hanno
aperto e le nuove domande, passando per la recente, plateale conferma di tutti i risultati di
BOOMERanG da parte del satellite WMAP della NASA, per finire con il secondo volo
antartico di BOOMERanG, dedicato alla misura della debole polarizzazione della radiazione
primordiale, e con ipotesi di sviluppi futuri, in cosmologia e fisica fondamentale, ambiziose e
intriganti.

ARCHEOLOGIA DELL’UNIVERSO

È possibile osservare il passato
dell’Universo sfruttando semplicemente il
fatto che la luce si propaga a velocità
finita, ed impiega quindi tempi
estremamente lunghi per attraversare le
enormi distanze cosmiche. Ad esempio,
l’immagine della galassia di Andromeda
che ci arriva oggi è partita da Andromeda
più di due milioni di anni fa. Le immagini
delle più lontane Galassie che riusciamo a
visualizzare sono partite diversi miliardi
di anni fa.

Possiamo sperare di portare
all’estremo questa “archeologia
dell’Universo” osservando l’origine stessa
dell’Universo?

Possiamo cercare di
raccogliere luce proveniente da regioni
tanto lontane che quando la luce è partita
l’universo era appena nato?

La cosmologia moderna risponde
affermativamente a questa domanda,
sebbene con alcune limitazioni, dovute
alla lenta evoluzione della geometria e
dello stato fisico dell’universo. Sappiamo
infatti che non si osservano galassie più
vecchie di una decina di miliardi di anni
[Blackeslee, 2003]. Cercando di osservare
Galassie più lontane, anche con i più
potenti telescopi ottici, si trova solo il buio.
Una evidenza, questa, ben nota ai
cosmologi di tutti i tempi, già enunciata da
Keplero, e denominata nell’800 “paradosso di Olbers”.

Tra una sorgente e
l’altra il cielo è buio. La notte, il cielo è
buio. Questa affermazione,
apparentemente banale, ha in realtà un
profondo e paradossale significato
cosmologico. Il paradosso nasce dal fatto
che se il cosmo fosse una distesa infinita di
stelle (come voleva già Newton, per
evitare il collasso gravitazionale di un
universo statico e soggetto alla forza di
gravitazione universale), allora
osservando abbastanza lontano in una
qualunque direzione dovremmo prima o
poi incontrare una stella. Il cielo dovrebbe
quindi essere uniformemente luminoso, a
causa della luce proveniente da tutte le
stelle vicine e lontane. Ma evidentemente
non è così.

Solo con l’avvento della nuova
teoria della gravitazione, la relatività
generale di Einstein, e con le osservazioni
dell’espansione dell’Universo, fu possibile
superare il cosmo statico di Newton,
spiegare il paradosso di Olbers, formulare
la cosmologia relativistica (anni 30), e
introdurre poi la Fisica delle interazioni
fondamentali (anni 50) per completare il
quadro cosmologico di base valido ancora
oggi. Le equazioni del campo di Einstein
applicate ad un mezzo isotropo ed
omogeneo autogravitante (Equazione di
Friedmann) prevedono che esso evolva,
addensandosi o rarefacendosi, e
prevedono comunque una signolarità di
densità (nel passato o nel futuro
dell’evoluzione del mezzo). Se l’universo è
un mezzo omogeneo (e la distribuzione a
grande scala delle galassie ce lo conferma,
almeno in prima approssimazione), allora
la densità delle galassie deve variare nel
tempo, proveniendo da o evolvendo in
uno stato a densità infinita.

Le osservazioni di Wirtz prima [Wirtz 1922,
1924] e di Hubble poi [Hubble 1929]
dell’espansione dell’Universo erano
quindi perfettamente compatibili con un
universo isotropo ed omogeneo,
infinitamente esteso, i cui mattoni
costitutivi fossero la galassie. Si può allora
ipotizzare una prima soluzione al
paradosso di Olbers. Se la metrica di base
dell’universo si sta espandendo, cioè tutte
le lunghezze si stanno allungando, allora
anche le lunghezze d’onda dei fotoni lo
devono fare: i fotoni emessi molto tempo
fa arrivano all’osservatore oggi con una
lunghezza d’onda più lunga di quella che
avevano alla sorgente. Da blu possono
diventare rossi (per una espansione
dell’universo di un fattore due tra
emissione e ricezione) da visibili possono
diventare infrarossi o addirittura
microonde.

Questo fenomeno viene
denominato redshift, per sottolineare lo
spostamento verso il rosso della luce delle
sorgenti lontane. Ecco perché i più potenti
telescopi ottici non riescono ad osservare
galassie lontanissime: i fotoni prodotti
dalle galassie più lontane sono diventati
infrarossi e quindi non vengono più
ricevuti. In realtà, questa è una
spiegazione solo parziale del paradosso.
Anche conducendo osservazioni con
telescopi infrarossi non si riescono ad
osservare galassie più lontane di redshift 5
o 6. Si osserva inoltre che le galassie più
lontane (e quindi osservate in epoche più
antiche) sono anche morfologicamente e
spettralmente molto diverse da quelle
vicine. Se ne conclude che anche le
galassie hanno una loro evoluzione,
nascono addensando materia circostante,
vivono producendo diverse popolazioni di
stelle, modificando la loro composizione
chimica e fisica e interagendo con il mezzo
circostante.

Osservare a redshift maggiori
di 5 o 6 significa scandagliare regioni di
spazio così lontane e remote nel tempo che
le galassie non si erano ancora formate.
Ma la materia che costituisce le galassie
doveva essere presente anche allora !
Come potremmo osservarla ? Dobbiamo
usare telescopi infrarossi o addirittura a
microonde, per essere sensibili a
lunghezze d’onda abbastanza lunghe.
Dobbiamo inoltre aspettarci radiazione
diffusa, prodotta da materia non ancora
strutturata, e quindi approssimativamente
isotropa. La fisica di base ci permette di
formulare previsioni ancora più precise su
ciò che dovremmo osservare. Sappiamo
che un gas in espansione adiabatica
(isolata) si raffredda. Anche l’Universo in
espansione si deve raffreddare. Ci
aspettiamo quindi una densità ed una
temperatura dell’universo tanto più
elevate quanto più indietro andiamo nel
tempo.

Ci deve quindi essere stata una
fase in cui l’universo era caldo quanto il
sole: un gas incandescente ad alcune
migliaia di gradi di temperatura. Prima di
allora l’universo non era trasparente alla
luce. In un gas incandescente (un plasma),
i fotoni vengono continuamente diffusi
dagli elettroni liberi, procedendo lungo
direzioni casuali da un elettrone al
successivo (random-walk). Impedendo la
propagazione in linea retta della luce si
impedisce la propagazione delle immagini
luminose. Solo raffreddandosi sotto alcune
migliaia di gradi l’universo permetterà la
formazione di atomi neutri
(ricombinazione) che interagiscono molto
meno con la luce. L’Universo diventa così
trasparente alla luce, e permette le
osservazioni astronomiche.

Abbiamo quindi un limite invalicabile di tipo fisico
per le nostre osservazioni dirette
dell’Universo primordiale. Non possiamo
osservare com’era l’universo prima del
momento della ricombinazione, perché
l’universo era opaco prima di tale epoca.
Si può calcolare quanto tempo un gas
incandescente in espansione, composto
principalmente di idrogeno ionizzato e
luce, impiega a raffreddarsi, fino a
permettere, ad una temperatura di 3000
gradi, la combinazione degli ioni in atomi
neutri di idrogeno. Ci vogliono circa
400000 anni. Sembra un tempo lungo, ma è
solo un cinquantamillesimo dell’età
attuale dell’universo, pari a circa 14
miliardi di anni. Ci è precluso ricevere
immagini da epoche ancora più remote,
almeno usando i fotoni. Possiamo
investigare solo indirettamente le epoche
primordiali, e ne parleremo più avanti.

La possibilità di ricevere la luce
presente nell’universo quando era 50000
volte più giovane è comunque
entusiasmante. Secondo l’equazione di
Friedmann l’universo si espande circa
1000 volte tra allora e oggi. La radiazione
allora in equilibrio termico con la materia
(radiazione di corpo nero a circa 3000
gradi) aveva una lunghezza d’onda di
massima emissione di circa 1 micron. Oggi
tutti questi fotoni devono avere una
lunghezza d’onda 1000 volte più lunga,
quindi di circa 1 millimetro. Ci aspettiamo
quindi oggi un fondo di radiazione nelle
microonde (CMB, Cosmic Microwave
Background), con una distribuzione
ancora di corpo nero, ma a temperatura
circa 1000 volte inferiore: circa 3 gradi
Kelvin.

Questa è la luce mancante nel
paradosso di Olbers ! Questo fondo di
radiazione è stato effettivamente misurato
per la prima volta nel 1965 da Arno
Penzias e Robert Wilson, e subito
interpretato come il residuo fossile
dell’universo primordiale. Da allora,
misure sempre più raffinate ne hanno
confermato la natura di corpo nero fino ad
una precisione di una parte su 10000,
grazie all’esperimento FIRAS sul satellite
COBE della NASA, nel 1992 [Mather at al.
1990]. È quindi determinato
sperimentalmente che nel nostro universo
per ogni barione ci sono circa un miliardo
di fotoni: i 400 fotoni per centimetro cubo
del corpo nero che costituisce la
radiazione di fondo a microonde. Questo
fatto ha una grande importanza nei primi
minuti di evoluzione dell’universo,
quando, a temperature dell’ordine del
MeV, avvengono le reazioni nucleari che
producono i nuclei più semplici (He, Li, D)
a partire dalle particelle elementari. La
velocità di queste reazioni dipende

fortemente da quanti fotoni sono presenti,
perché a queste temperature i fotoni
possono fotodisgregare i nuclei appena
formati: con un miliardo di fotoni per ogni
barione ci aspettiamo una produzione di
elio di circa il 25% rispetto all’idrogeno, e
tracce di Deuterio e Litio. Nelle nubi in cui
non si sono ancora formate stelle, queste
abbondanze primordiali devono essere
rimaste inalterate: la loro osservazione
rappresenta quindi una conferma
indipendente dello scenario del Big Bang
Caldo, introdotto da George Gamow negli
anni 50 e fin qui descritto.

Oggi la teoria del Big Bang Caldo
rappresenta il modello standard di
riferimento per la Cosmologia. Basandosi
su un’ipotesi (l’omogeneità e l’isotropia
dell’universo a grande scala) e su tre
osservazioni fondamentali (espansione
dell’Universo, fondo a microonde e
abbondanze primordiali), permette di
spiegare un grande numero di evidenze
sperimentali indipendenti con una teoria
relativamente semplice.