Perché è importante la scoperta della recessione delle galassie? Dal punto di vista cosmologico è fondamentale, perchè, se ci troviamo in uno spazio e vediamo che tutti gli oggetti tendono ad allontanarsi da noi, siamo propensi a pensare che ci troviamo al centro di questo spazio. E questo, nel 1929, era un po’ troppo presuntuoso: l’universo, con le nuove scoperte, aveva raggiunto dimensioni per noi prima inimmaginabili, quindi per quale motivo il nostro sistema solare dovrebbe trovarsi proprio al centro di questa vastità? Cosa avevamo noi di così speciale per essere al centro di questo universo immenso? Uno dei principi cardine della cosmologia è il principio cosmologico, per il quale dobbiamo affrontare le tematiche con la convinzione di non aver nulla di speciale: il nostro pianeta è uno tra tanti, la nostra galassia e una tra tante e viviamo in uno dei tantissimi punti dell’universo, tutti più o meno uguali tra loro.


Detto questo, appare più facile vedere questa espansione sotto un altro punto di vista, e per aiutarci possiamo pensare a qualcosa di più familiare come un palloncino, ad esempio. Se prendiamo un palloncino sgonfio, disegniamo dei puntini sulla sua superficie e poi procediamo a gonfiarlo, notiamo che ciascun puntino si distanzia da ciascun altro. Non per questo ci sono puntini, tra quelli, che possono sostenere di trovarsi al centro di questa espansione: se ci trovassimo su uno qualunque di quei puntini, vedremmo ogni altro puntino allontanarsi da noi e questo varrebbe anche se ci spostassimo su qualsiasi altro puntino. Per l’espansione dell’universo si ha la stessa dinamica: se ci trovassimo su un’altra galassia e non sulla Via Lattea continueremmo a vedere tutte le altre galassie allontanarsi da noi.

Prendiamo ora un telecomando cosmico e facciamo tornare questa espansione indietro nel tempo vedendo cosa accade: ciò che andando avanti nel tempo si allontana, tornando indietro nel tempo si avvicina quindi a questo punto è facile risalire ad un tempo in cui tutta la materia che oggi vediamo si trovava in un solo punto dal quale ha iniziato ad espandersi.



Se accettiamo il concetto per il quale tutta la materia che oggi vediamo era addensata in un unico punto o comunque in uno spazio infinitesimamente piccolo, stiamo avallando la teoria per la quale in quella regione di spazio densità e temperatura si trovavano a livelli per noi inconcepibili, ma soprattutto a livelli in cui neanche le forme di materia più semplici come gli atomi potevano trovarsi uniti. Esisteva, quindi, un miscuglio di particelle subatomiche, il cosiddetto brodo primordiale. 

Oggi, invece, vediamo strutture gigantesche che chiamiamo galassie e che accolgono quantità incredibili di gas, polveri e stelle. Come si sono formate, allora, queste strutture?

Dell'inizio non si sa nulla: le prime ipotesi che possiamo fare partono da un tempo in cui l’universo aveva un decimilionesimo di miliardesimo di miliardesimo di miliardesimo di secondo di vita.


Questo lasso di tempo è detto Era di Planck: in questo momento, l'universo era di dimensioni infinitesimali, con un diametro pari ad un milione di miliardi più piccolo rispetto al diametro di un atomo di idrogeno. A fronte di questa misura, si trattava di un corpo estremamente caldo e denso. La temperatura si aggirava intorno ai 1032 Kelvin. A quel tempo, l'universo aveva una struttura spugnosa, simile ad una schiuma ed al suo interno le quattro forze che lo regolano (gravità, elettromagnetismo e interazioni nucleari forte e debole) erano unificate. Al termine dell'era di Planck, la gravità si separò dalle altre forze ed iniziò a vivere secondo le leggi che attualmente conosciamo. 

Poco più tardi anche le altre forze si disunirono, fino ad arrivare ad un tempo indicato in 10-6 secondi durante il quale si creò, per qualche motivo, una asimmetria tra materia ed antimateria. Fino ad allora, materia ed antimateria si formavano allo stesso tasso. Se le due quantità fossero state sempre uguali, la materia si sarebbe sempre annichilita con l’antimateria, scomparendo, mentre è proprio questa eccedenza di materia sull’antimateria che ha reso possibile la creazione di strutture che si sono evolute poi in quelle che vediamo ora. Ovviamente, all'epoca, l'asimmetria era minuscola, pari a circa una parte su un miliardo. 


Dopo un milionesimo di secondo, la temperatura scese sotto i mille miliardi di gradi Kelvin: i quark riuscirono quindi non solo a sopravvivere senza essere cotti nel brodo, ma anche a trovarsi un compagno per dar vita a particelle più pesanti chiamate adroni, dal cui nome si deve quello di era adronica che indica proprio questo momento. Le asimmetrie esistenti passarono quindi a particelle più grandi con notevoli conseguenze: la temperatura più bassa implicava impossibilità di dar vita alla creazione spontanea di particelle-antiparticelle, che quindi andò sempre più diminuendo. Ogni miliardo di annichilazioni tra materia ed antimateria lasciava un miliardo di fotoni ed un solo adrone (eccesso di materia su antimateria), che un giorno darà luogo alle galassie che vediamo. La materia, in pratica, era stata già quasi tutta creata: ora si trattava soltanto di unirla!

Dopo tre minuti, la temparatura era di un miliardo di gradi, che è la temperatura vigente all'interno delle stelle più calde: protoni e neutroni iniziano a combinarsi per dar vita a nuclei di atomi di deuterio, contenenti un protone ed un neutrone. Questo processo è noto come nucleosintesi primordiale e diede vita ai primi nuclei di elio, litio e berillio. La temperatura era ancora tanto alta da consentire agli elettroni di girare liberamente per lo spazio urtando continuamente i fotoni.

I neutroni rimanenti decaddero in protoni, formando il nucleo degli atomi di idrogeno. Chi pensò questo sistema teorico, si sbilanciò sostenendo che la radiazione (espressa come fotoni) di questa espansione avrebbe dovuto esistere ancora oggi, con una temperatura di poco superiore allo zero assoluto. Nel 1965 questa radiazione fu in effetti riscontrata nella Radiazione Cosmica di Fondo.

Dopo poche ore, la produzione di elio e degli altri elementi si arrestò e tutto continuò ad espandersi così, senza note di spicco. 


Dopo centinaia di migliaia di anni, per la precisione dopo 380.000 anni, la temperatura notevolmente più bassa (300K più o meno) consentì ai nuclei di catturare gli elettroni divenuti più lenti a causa della temperatura più bassa, formando i primi atomi di idrogeno, elio e litio. I fotoni, infatti, non avevano più energia per cacciare gli elettroni. Con questo raggruppamento in strutture più complesse come gli atomi, il numero di elettroni liberi scese notevolmente quindi i fotoni erano liberi di muoversi senza urtarli continuamente. La conseguenza è che l'universo divenne trasparente alla luce (era stellare) e sono proprio i fotoni rimasti liberi allora che possiamo vedere oggi nella Radiazione Cosmica di Fondo.

Fino ad allora, cercando di guardare l'universo avremmo soltanto visto una sorta di nebbia luminosa perché ogni fotone diretto ai nostri occhi avrebbe sbattuto su un elettrone cambiando di conseguenza direzione. A 3000 K, i fotoni non avevano più energia per rompere gli atomi appena creati e questo determinò la persistenza degli atomi creati. Diminuirono gli elettroni liberi, quindi i fotoni trovarono meno oggetti sui quali andare a sbattere e furono in grado di affacciarsi allo spazio. I fasci di fotoni in uscita crearono una sorta di guscio intorno all'universo in espansione, definito superficie dell'ultimo scattering. L'espansione dell'universo ha continuato a fare in modo che i fotoni – viaggiando - continuassero a perdere energia, fino ai 2,73 gradi di oggi. Ed infatti oggi, guardando nell’universo con occhi sensibili alle microonde, osserviamo proprio l’eco di questa primordiale radiazione sottoforma di Cosmic Background Microwave Radiation.


L'universo è creato, e l'asimmetria, testimoniata dai cambi di colore evidenziati nell’immagine a microonde, farà il resto d'ora in poi seguendo le leggi della Relatività. Le zone che presentavano le eccedenze di materia hanno iniziato ad attrarre altra materia dal momento che una massa, seppur piccola, possiede sempre un campo gravitazionale in grado di influenzare le zone circostanti. E’ così che da piccoli aggregati di particelle poco più che atomiche si è passati, per aggregazione successiva, alle attuali strutture che vediamo ora, alle galassie. A fronte di una espansione velocissima dell’universo, questi aggregati di materia hanno rallentato gli altri atomi nelle zone adiacenti, facendoli anche tornare indietro dando vita a strutture in rotazione. Più le zone si contraevano e più la rotazione diventava forte, esattamente come una ballerina su ghiaccio ruota più velocemente nel momento in cui stringe le braccia al corpo. In queste zone il movimento rotatorio dovrebbe aver dato origine alle galassie a spirale. 

Il materiale spiraleggiante si è inizialmente compresso al centro delle strutture in formazione, portando ad immense quantità racchiuse in uno spazio limitato, in grado di attrarre qualsiasi cosa, compresa la luce. Si ritiene, infatti, che ogni galassia possieda al suo interno un buco nero supermassiccio oltre ad una notevole quantità di materia oscura. La prova di questa materia nasce da dati empirici: le stelle poste sui bracci galattici e comunque negli strati più esterni delle galassie si muovono troppo velocemente rispetto a quanto dovrebbe essere consentito dalla quantità di materia visibile.



All'interno delle galassie, i gas di elio ed idrogeno andarono a creare nubi minori che, a causa della loro stessa gravità, iniziarono a collassare. Un gas che collassa aumenta di temperatura (data dall'aumentare delle collisioni degli atomi di cui il gas si compone) fino a quando, raggiunta una certa densità ed una certa temperatura, inizia un processo di fusione nucleare degli atomi di idrogeno in atomi di elio: la fusione oppone al collasso una forza esplosiva che permette ai gas di arrestare il collasso stesso e di trovare un equilibrio tra le due forze (una che preme verso l'interno e l'altra che spinge verso l'esterno): nascono così le prime stelle. Le stelle più grandi, finita la scorta di idrogeno, iniziarono a contrarsi per il termine della fusione nucleare ma aumentando la temperatura (dovuta sempre al collasso della stella) si rese possibile la fusione dell'elio in carbonio e poi in ossigeno.
La vita della stella che termina con una esplosione (supernova) fornisce all'universo materiali pesanti in una nube di gas. Da queste nubi sono nati stelle e sistemi planetari come il nostro.

ref: http://www.astronomiamo.it/Articolo.aspx?Arg=Le_galassie_e_le_Active_Galactic_Nuclei#sthash.tM4St4h2.dpbs

Ultime modifiche: martedì, 24 gennaio 2017, 12:09