Margherita Hack non c’è più, ha chiuso il suo ciclo il 29 giugno 2013 ed i suoi atomi – avrebbe detto Lei – tornano nel grande vortice della materia di cui è composto l’Universo.
Aveva 91 anni appena finiti, quasi tutti spesi a soddisfare la sua e la nostra curiosità e a sostenere, senza mai tentennamenti, il rispetto verso ogni vivente ed a rivendicare insieme la propria e l’altrui libertà di pensiero, e la libertà di azione purché non lesiva in nessun modo degli altri. Citava spesso, Lei pur atea dichiarata: “ama il prossimo tuo come te stesso” e “non fare agli altri quello che non vorresti fosse fatto a te” come norma dei propri pensieri e comportamenti.
L’avevo conosciuta nell’ottobre del 1985 in occasione di un’iniziativa del CIDI di Firenze sul tema della Storicità e attualità della cultura scientifica e insegnamento delle Scienze, dove intervennero anche relatori prestigiosi tra i quali proprio Lei, allora direttrice dell’Osservatorio Astronomico di Trieste. Gli atti di quelle conferenze furono subito pubblicati dalla Marietti-Manzuoli. La conferenza di Margherita Hack riguardava la storia della cosmologia che, come omaggio e in sua memoria, è qui riproposta.
UC
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LA ROTTURA DI UNA VISIONE MILLENARIA DEL MONDO: DALLA RIVOLUZIONE COPERNICANA ALLE ATTUALI COSMOLOGIE
DI MARGHERITA HACK
Fin dall’antichità l’uomo ha cercato di darsi una spiegazione del mondo che lo circondava, della sua natura e delle sue origini. La Sfera celeste era vista dagli antichi come una cupola che copre la Terra, e in cui sono infissi il Sole, la Luna, i pianeti e le stelle, quasi a portata di mano, ruotando il tutto attorno alla Terra, come suggerisce l’illusione dei nostri sensi.
Eppure già Pitagora (582-500 a.C.) e i pitagorici ebbero l’intuizione che fosse la Terra a ruotare attorno al Sole e non viceversa; anzi terra, pianeti e stelle avrebbero tutti ruotato attorno al Sole in orbite circolari e tutti sarebbero stati corpi sferici. Intuizione basata però su ragioni religiose e filosofiche e non scientifiche nel senso moderno: infatti si considerava la sfera come la forma perfetta, il moto circolare come il moto perfetto, il Sole come una divinità fonte di luce e calore.
Due secoli dopo Aristarco di Samo (310-230 a.C.) sostenne nuovamente che fossero Terra e pianeti a ruotare attorno al Sole. Egli riteneva anche che Sole e stelle fossero immobili. Da notare l’intuizione che Sole e stelle avessero in certo modo la stessa natura. Si rese anche conto che il Sole era molto più vicino delle stelle.
A Ipparco (190-120 a.C.) dobbiamo la scoperta della precessione degli equinozi. Con Tolomeo (140 d.C.) si afferma definitivamente il concetto che la Terra è fissa e tutto il cielo le ruota attorno. Tolomeo escogita un complicato sistema per spiegare i moti dei pianeti.
Da Tolomeo a Copernico l’astronomia fa pochi o punti progressi. Con? Copernico (1473-1543) si afferma di nuovo che è il Sole al centro dell’universo, mentre la Terra e i pianeti gli ruotano attorno. Il «De revolutionibus orbium coelestium», uscito proprio nell’anno della sua morte, contiene lasua teoria che spiega in modo molto più semplice di quella tolemaica il variabile splendore dei pianeti e avrebbe potuto spiegare anche molto più semplicemente i loro moti, se Copernico non l’avesse complicata per mantenere l’ipotesi che i moti dei pianeti erano perfetti e quindi circolari. Comunque possiamo considerare Copernico come il grande teorico dell’astronomia rinascimentale. Diremmo invece che Ticho Brahe (1546-1601) fu il grande osservatore; a lui dobbiamo una serie di accuratissime posizioni dei pianeti, che consentirono poi a Keplero di ricavare le sue famose tre leggi sul moto dei pianeti. Suo contemporaneo Giordano Bruno (1547-1601) che era convinto che la Terra e i pianeti ruotassero attorno al Sole, che le stelle fossero altri soli con altri pianeti ed altri abitanti: per queste sue idee eretiche il tribunale dell’Inquisizione lo mandò al rogo.
Keplero (1571-1630) utilizzando la lunga serie di misure di Ticho Brahe dedusse in modo del tutto empirico le leggi che regolano il moto dei pianeti: i pianeti descrivono delle ellissi (e non più delle circonferenze) e il Sole si trova in uno dei due fuochi; il raggio vettore (il raggio cioè che unisce il pianeta al sole) descrive aree uguali in tempi uguali; il rapporto fra il cubo dei semiassi e il quadrato dei periodi è costante per tutti i pianeti. Ripeto che si trattava di leggi empiriche, che cioè spiegavano le osservazioni, ma senza capirne la causa. A questa e ad una formulazione più generale delle tre leggi giunse Newton, più di un secolo più tardi. Ma con Copernico, Ticho Brahe, Keplero è veramente cominciato il rinascimento dell’astronomia, uscita dalla stasi di quasi 14 secoli. Con Galileo (1564-1642) nasce il metodo scientifico moderno, basato sull’esperimento e la sua ripetitività e non più su credenze religiose o filosbfiche preconcette. A Galileo si deve anche l’applicazione del cannocchiale, inventato da alcuni commercianti olandesi, allo studio del cielo. Il suo grande merito è stato proprio questo: il capire che il cannocchiale poteva servire ad aumentare la nostra potenza di osservazione e farci vedere cose che l’occhio nudo non scorgeva. Ebbe molti avversari per questo: si diceva allora che mettersi qualcosa davanti agli occhi doveva rendere l’osservazione più difficoltosa e non più facile, e molti dubitavano di quello che Galileo scoperse. In tutti i secoli precedenti ci si era sempre limitati a puntare con strumenti di mira meccanici i corpi celesti e misurarne così gli spostamenti; non deve quindi sorprendere la diffidenza per questo strano tubo con un pezzo di vetro convesso ad un’estremità ed un pezzo di vetro concavo all’altra estremità, quella vicina all’occhio; anche perché questo strumento basato sul principio della rifrazione era affetto da una forte aberrazione cromatica che faceva vedere i bordi degli oggetti iridati e poco definiti. Ma malgrado il cannocchiale fosse così rudimentale, Galileo fece un gran numero di scoperte di fenomeni fino ad allora insospettati: scoprì che la Luna è disseminata di pianure, montagne e crateri, proprio come la terra e questo fu un grosso colpo alle credenze filosofiche e religiose dell’epoca, che ritenevano che i corpi celesti fossero veramente celesti, qualcosa di divino e di intoccabile: Galileo invece portò, per così dire, la Luna in terra. Scoprì che anche Venere ha le fasi come la Luna; che Giove è attorniato da satelliti che gli ruotano attorno, costituendo un vero e proprio sistema solare in miniatura; scoprì le macchie solari e quindi che il Sole non era un corpo immutabile e incorruttibile; e dal moto delle macchie si accorse anche che il Sole ruotava intorno ad un asse leggermente inclinato sul piano dell’eclittica. Così possiamo dire che con Galileo è nata quella branca moderna dell’astronomia che si chiama astrofisica. Galileo fu il primo a fare delle osservazioni fisiche dei corpi celesti. Fino ad allora si poteva determinarne solo la posizione e i moti sulla volta celeste. Questa spassionata attitudine, prettamente moderna, di, studiare la natura senza preconcetti religiosi, non poteva essere accettata dalla chiesa e Galileo fu costretto a ritrattare ma le sue idee restarono e il progresso dell’astronomia diventò sempre più accelerato.
Nel 1642, anno della morte di Galileo, nasce Newton, quasi a rappresentare la continuità del progresso scientifico.
Newton fu sia un grande teorico che un grande sperimentale. A lui dobbiamo la legge della gravitazione universale, che spiega in maniera del tutto generale (valida cioè anche in casi non particolari come il sistema solare, in cui la massa dei pianeti tutti insieme è trascurabile rispetto a quella del Sole) le leggi del moto dei pianeti, ma dobbiamo anche le sue esperienze sulla riflessione e la dispersione della luce, che lo portarono a costruire il primo telescopio riflettore, formato cioè di soli specchi e quindi privo di aberrazione cromatica, e che ancora oggi è chiamato telescopio newtoniano. Facendo passare la luce dell’immagine di Venere attraverso un prisma di vetro scompose la luce bianca nelle sue componenti monocromatiche ottenendo per la prima volta lo spettro di un corpo celeste. Era questo il primo inizio della spettroscopia, il mezzo più potente, se non unico, di cui disponiamo per conoscere la struttura fisica e la composizione chimica degli irraggiungibili corpi celesti. Dopo Galileo e le sue osservazioni col cannocchiale rifrattore, questo è il secondo grande passo dell’astrofisica.
Dopo Newton, o meglio contemporanei di Newton, abbiamo dei nomi leggermente minori, anche se molto importanti nella storia dell’astronomia. Halley (1656-1742) era anche amico di Newton. A lui si deve l’aver applicato le leggi di Newton per calcolare l’orbita della cometa del 1682; poi utilizzando i dati esistenti nella letteratura calcolò l’orbita di due precedenti comete, una del 1607 ed una del 1531, e si accorse, dalla somiglianza delle orbite, che doveva trattarsi dello stesso oggetto. Allo stesso modo capì che anche una cometa del 1456 era sempre lo stesso oggetto, e riuscì a prevedere l’epoca del passaggio successivo, quello del 1759. Così la cometa prese il suo nome; e la grande importanza di questa scoperta fu che Halley, mostrando che le comete obbediscono alle stesse leggi che regolano il moto dei pianeti, provò con certezza che trattavasi di oggetti orbitanti attorno al sole su orbite estremamente allungate e non di oggetti «sublunari» o addirittura di fenomeni atmosferici come credeva anche Galileo.
Va poi ricordato Bradley (1693-1762) che riuscì a misurare l’aberrazione della luce. Questo fenomeno si può spiegare in modo meccanico, non relativistico, come dovuto al combinarsi della velocità di rivoluzione della terra con la velocità della luce proveniente dalle stelle Come quando piove e siamo in treno, vediamo le gocce d’acqua descrivere delle traiettorie verticali quando il treno è fermo, e via via sempre più inclinate quanto maggiore è la velocità del treno, così la luce delle stelle apparirà provenire da una direzione leggermente diversa da quella in cui le vedremmo se la terra fosse ferma. L’effetto è molto piccolo, e poiché i mezzi a disposizione nei secoli precedenti non ne permettevano la misura, questa «assenza» dell’aberrazione era presa a riprova della teoria tolemaica dagli oppositori di Galileo e della teoria copernicana.
L’altro argomento portato contro la teoria copernicana era l’assenza di parallassi stellari. Infatti se la terra ruota attorno al Sole, il nostro punto di osservazione cambia nel corso dell’anno, e questo cambiamento si riflette nella posizione in cui osserviamo le stelle, che dovrebbero descrivere una piccola ellisse centrata nel polo dell’eclittica: un effetto strettamente simile a quello prodotto dall’aberrazione. Solo che data l’enorme distanza delle stelle, l’ellisse di parallasse per la stella più vicina a noi, Proxima Centauri, ha un asse maggiore di appena 1″,4, quasi 30 volte più piccolo dell’asse maggiore dell’ellisse di aberrazione, e perciò la prima parallasse stellare fu misurata solo nel 1803 da Bessel, altra pietra miliare nella storia dell’astronomia.
Ma sempre a cavallo del 1700 e del 1800 vanno ricordati gli Herschel: William, la sorella Caroline e il figlio John, grandi osservatori del cielo boreale ed australe, delle nubi di materia interstellare e delle regioni oscure o «sacchi di carbone» che oggi sappiamo essere agglomerati di gas e polveri, che appaiono biancastri quando sono illuminati dalle stelle immerse in esse o come macchie nere quando le stelle sono deboli o scarse. Anzi la prima volta che William scoperse una di queste regioni oscure si rivolse sorpreso a Caroline esclamando: «C’è un buco nel cielo!».
William Herschel scoprì anche Urano, nel 1781. Dalle perturbazioni osservate al moto di Urano, Adams nel 1845 e Le Verrier sempre nel 1845 arguirono che doveva esserci un altro pianeta più esterno e ne predissero la posizione e Le Galle lo osservò al primo tentativo il 23 settembre del 1846. Fu questo, dopo la cometa di Halley, uno dei grandi trionfi della teoria della gravitazione.
Il 1800 vede dunque grandi progressi dell’astronomia: la misura delle prime parallassi stellari e quindi della distania delle stelle, la scoperta di Nettuno, i conteggi di stelle da parte degli Herschel e la consapevolezza che le stelle sono situate su un disco di spessore molto piccolo rispetto al suo diametro. Ma, a parte le osservazioni fisiche di Galileo sulla superficie del Sole, della Luna e dei pianeti, l’astronomia era ancora una scienza dedicata alla misura di posizioni, moti e distanze. Il filosofo Auguste Comte nel 1835 dichiarava che mai potremo conoscere la natura fisica e la composizione chimica delle stelle. Eppure Newton, un secolo prima, aveva già scoperto senza saperlo, lo strumento adatto: la dispersione della luce attraverso il vetro.
Ed infatti, nel 1800 esplode la ricerca astrofisica: agli inizi del secolo Fraunhofer disperde la luce del Sole e osserva che la riga continua colorata dal rosso al violetto, prodotta facendo passare la luce bianca attraverso un prisma di vetro, è solcata da numerose righe scure, di cui non si capiva assolutamente la ragione. Anzi ci fu chi propose che fossero lì per dividere i vari colori. Alla metà del secolo, soprattutto ad opera di un italiano, il padre gesuita Angelo Secchi, si cominciò lo studio sistematico degli spettri stellari. L’immagine puntiforme di una stella, formata dal telescopio, veniva a cadere su una lente cilindrica che la trasformava in un’immagine un po’ allungata e quindi il fascio di luce bianca passava attraverso uno spettroscopio, il cui elemento principale era un prisma e sul piano focale dello spettroscopio Secchi osservava la strisciolina colorata solcata da righe scure che costituiva lo spettro della stella. Così dall’osservazione di parecchie centinaia
di stelle Secchi si accorse che queste si potevano raggruppare in un numero piuttosto piccolo di tipi o classi spettrali. C’erano le stelle azzurre, con spettri solcati da poche righe scure, le stelle bianche con spettri solcati da poche forti righe scure, le stelle gialle, di cui fa parte il Sole, con spettri solcati da numerose e sottili righe scure, le stelle di colore arancio, con spettri solcati da sottili righe scure e da bande con la testa dalla parte del violetto, le stelle rosse ancora con numerose righe e bande con la testa dalla parte del rosso, ed infine un gruppo che Secchi definì «assai bizzarro e vario» in cui alle righe scure si aggiungevano anche righe più brillanti del fondo continuo.
Secchi intuì che le differenze di colore dovevano essere dovute ad una differenza di temperatura superficiale delle stelle: come un metallo portato all’incandescenza diventa prima rosso cupo, poi giallastro, poi bianco, infine bianco azzurro al crescere della temperatura, così doveva accadere per le stelle. Nella seconda metà del secolo XIX cominciano anche numerose esperienze di spettroscopia in laboratorio. Si scopre così che ogni elemento portato allo stato gassoso emette uno spettro di righe suo caratteristico, come una specie di carta d’identità che permette di riconoscerlo da tutti gli altri. Kirkhhoff in una sua famosa esperienza trova che se fra la sorgente di uno spettro continuo, come un metallo incandescente, ed uno spettroscopio, si frappone un gas, nello spettro continuo appariranno delle righe scure in quella stessa posizione in cui il gas era solito emettere. Di qui la formulazione della legge di Kirkhhoff: un gas assorbe quelle stesse radiazioni che è in grado di emettere. Di qui anche la chiave per capire gli spettri delle stelle. Lo spettro continuo è prodotto dagli strati più profondi e più caldi, mentre le righe scure sono dovute all’assorbimento dello spettro continuo da parte dei gas degli strati più esterni e più freddi della stella. Ma allora confrontando lo spettro di righe stellari con quelli dei vari elementi prodotti in laboratorio, si può anche risalire alla composizione chimica delle stelle. Siccome la presenza e l’intensità delle righe di un dato elemento dipendono non solo dalla presenza dell’elemento ma anche dalle condizioni fisiche – temperatura e densità – del gas, lo spettro di righe permette non solo di fare un’analisi chimica qualitativa ma addirittura un’analisi quantitativa dell’atmosfera stellare e di ricavarne densità e temperatura. Si trovò così che la composizione chimica dell’universo è altamente unifdrme. Nel Sole come nelle stelle, nella nostra galassia come nelle più lontane galassie l’idrogeno è l’elemento di gran lunga dominante, seguito dall’elio, mentre tutti gli altri elementi sono appena delle impurità. E cioè il 68% della massa dell’universo è idrogeno, il 28% elio e appena il 2% è rappresentato da tutti gli altri elementi. La Terra, la Luna, molti pianeti sembrano fare eccezione, ma in essi la mancanza o la deficienza di idrogeno ed elio è dovuta semplicemente al fatto che la loro massa non è sufficiente a trattenere questi elementi leggeri che sfuggono in tutto o in parte nello spazio interplanetario.
Siamo arrivati così al 1920: incontriamo un altro grande nome, Arthur Eddington che ha dato un grande contributo alla comprensione della struttura stellare. Anche se molto cammino resta da fare per comprendere nei dettagli come si formano ed evolvono le stelle, siamo sulla buona strada. Invece non si sa ancora se le stelle siano distribuite più o meno uniformemente in tutto l’universo o se siano raggruppate in agglomerati relativamente piccoli. Non si sa quale sia la posizione del sole nell’universo. Le osservazioni suggeriscono che le stelle siano addensate su un disco, come già aveva supposto Herschel; e poiché in qualunque direzione si guardi, purché sempre giacente sul disco, la nostra visuale incontra più o meno la stessa densità di stelle, siamo portati a pensare ancora una volta di essere al centro dell’universo. Fu un astronomo americano, Harlow Shapley, a capire che in realtà il Sole non era al centro dell’universo ma in una posizione molto periferica e per questo fu anche chiamato il nuovo Copernico. Shapley andò a contare certe famiglie di stelle, dette ammassi globulari, che si trovano sparpagliati sul disco e fuori di esso. Si accorse così che il numero di ammassi globulari era più alto nella direzione della costellazione del Sagittario che non nella direzione opposta e quindi ne dedusse giustamente che il centro doveva trovarsi in quella direzione. Riuscì anche a stimarne la distanza, grazie a certe stelle variabili presenti sia negli ammassi che vicino a noi. Di queste stelle vicine si conosceva la distanza e quindi anche lo splendore assoluto. Ammettendo che anche le variabili degli ammassi avessero lo stesso splendore assoluto, dato che avevano le stesse proprietà fisiche (colore e tipo di variabilità), misurando lo splendore apparente risaliva alla distanza. La stimò in 50000 anni luce. Oggi la si ritiene pari a circa 30000 anni luce. Ma Shapley ignorava la presenza, nello spazio interstellare, delle polveri interstellari, che, estinguendo parzialmente la luce delle stelle lontane, le faceva apparire più lontane della realtà. E proprio alla presenza delle polveri era dovuto l’errore di Herschel e poi dell’olandese Kapteyn che ponevano il sole al centro del sistema. La densità di stelle In realtà è maggiore in direzione del centro che non nella direzione opposta; ma anche le polveri sono più numerose e dense in direzione del centro che in quella opposta e così il risultato è che in apparenza il numero di stelle sul disco appare circa costante in tutte le direzioni. Occorreva andare fuori del piano, a contare gli ammassi globulari, come fece Shapley, per accorgersi della realtà.
Fu solo nel 1930 che un astrofisico svizzero, Trumpler, provò l’esistenza delle polveri interstellari e l’effetto che avevano sulla luce delle stelle. La distanza del sole dal centro galattico fu così ridotta a 30000 anni luce.
Ma sempre negli anni ’20 si svolse fra i sostenitori di idee opposte un’accanita discussione passata alla storia come il «gran dibattito». Alcuni, fra cui Shapley, sostenevano che le stelle erano distribuite in tutto l’universo, senza soluzione di continuità; altri che esse erano invece raggruppate in grandi agglomerati, separati l’uno dall’altro (quelle che noi oggi chiamiamo le galassie). Fu solo con l’entrata in funzione del telescopio da 2,5 metri di Monte Wilson che si ebbe una risposta definitiva: questo potente strumento permise per la prima volta di vedere i dettagli di alcune strane nebulose dalla forma a spirale: erano composte di stelle e di nubi di materia interstellare, 113 tutto simili a quelle che osserviamo nelle vicinanze del sole; fra quelle stelle anche alcune variabili di proprietà identiche a quelle vicine al Sole e a distanza nota. Fu così possibile determinare le distanze di queste «nebulose spirali» e vedere che erano pari a milioni di anni luce, mentre le distanze delle singole stelle erano di migliaia o decine di migliaia di anni luce. Così apparve a tutti evidente che esistono molti sistemi di stelle separati l’uno dall’altro da milioni di anni luce; la Via Lattea è uno di questi e le sue dimensioni ammontano a circa 100000 anni luce, paragonabili a quelle degli altri sistemi. Così non si parlò più di nebulose spirali, bensì di galassie spirali.
Sempre in quegli anni e sempre grazie al telescopio di Monte Wilson un astronomo americano, E. Hubble, fece una scoperta di cui tutte le teorie cosmologiche devono tenere conto. Misurando gli spettri di galassie di cui era nota la distanza (grazie alla presenza di stelle variabili o di altri oggetti di splendore assoluto noto), Hubble si accorse che tutte le righe spettrali erano spostate verso il rosso rispetto alla posizione che avevano nei nostri laboratori terrestri e lo spostamento cresceva con la distanza. Questo spostamento indica che le galassie stanno tutte allontanandosi da noi ad una velocità crescente con la distanza. Infatti questo spostamento si spiega col ben noto effetto Doppler, che dice che, quando una sorgente di onde sonore o luminose si avvicina o si allontana dall’osservatore, questi riceve onde di frequenza rispettivamente maggiore o minore di quella emessa dalla sorgente.
L’interpretazione che si può dare della scoperta di Hubble è che tutto l’universo sta espandendo; è lo spazio in cui siamo immersi che si dilata, e non – come fa pensare intuitivamente l’espressione popolare «fuga delle galassie» – che tutte le galassie stiano fuggendo da noi che, ancora una volta, ci immaginiamo di essere al centro di un’esplosione.
Ecco che ci troviamo in presenza di un aspetto dell’universo del tutto nuovo. Fino dagli albori della civiltà ci si era immaginati parte di un universo statico; ora le osservazioni ci dicono che questo universo sta espandendo, e quindi possiamo anche immaginare di far fare all’universo un cammino a ritroso per ritrovare qual era il suo aspetto nel passato e chiederci anche quale sarà il suo futuro. Nascono così le moderne cosmologie basate sull’osservazione. Però un universo che espande ci porta necessariamente a pensare ad un universo che parecchi miliardi di anni fa, da 10 a 15 secondo le misure odierne, doveva essere concentrato in dimensioni praticamente nulle. Cosa successe in quelle condizioni di altissime densità e temperature, in intervalli di tempo infinitamente piccoli? I fisici che studiano le particelle elementari nelle potentissime macchine acceleratrici stanno ricostruendo quegli attimi iniziali e forse avremo presto delle risposte. Ma un universo che ha un inizio pone anche tutta una serie di altri problemi. Cosa c’era prima? Esistono altri universi oltre al nostro? Espanderà all’infinito o avrà una nuova fase di contrazione? Per ovviare a tutte queste insolubili domande alcuni cosmologi tentarono di aggirare il problema suggerendo un’ipotesi alternativa: l’universo stazionario. Secondo questa ipotesi qualunque osservatore, ovunque si trovi nell’universo ed a qualunque epoca, avrà sempre la stessa rappresentazione dell’universo. Cioè l’universo è statisticamente uniforme nello spazio e nel tempo. Però questa ipotesi contraddice il dato osservativo dell’espansione dell’universo. Hoyle, uno dei grandi sostenitori dell’universo stazionario, suggerisce che l’energia di espansione si trasformi in energia creatrice di materia: basta che si formi un’infinitesima e del tutto inosservabile quantità di materia all’anno perché la densità dell’universo resti costante. Come si vede, la teoria dell’universo stazionario elimina i problemi del principio e della fine ma introduce un postulato del tutto gratuito: quello della creazione continua di nuova materia.
Le due teorie, dell’universo stazionario e dell’universo in espansione (detto anche del big bang, la grande esplosione iniziale), sono rimaste in lizza dal 1930 fino al 1965, con sostenitori dell’una e dell’altra. Molte prove osservative potevano in principio decidere fra le due, ma gli errori e le incertezze osservative erano troppo grandi per ottenere una risposta decisiva. Gamow aveva predetto che, se l’universo era il risultato del «big bang», esso doveva essere pervaso da radiazione corrispondente ad una temperatura di pochi gradi assoluti, dovuta al raffreddamento adiabatico dell’universo primordiale. Quando questo aveva dimensioni di 1 anno luce la sua temperatura doveva essere di parecchi miliardi di gradi; oggi che le dimensioni superano i 10 miliardi di anni luce ci aspettiamo temperature fra 1 e 10 gradi assoluti. Nel 1965, due tecnici della Bell Telephone Company, Wilson e Penzias, per caso, mentre stavano cercando le cause che disturbavano le trasmissioni a microonde con i satelliti, trovarono un rumore di intensità costante in tutte le direzioni, spiegabile solo ammettendo che l’universo sia pervaso di radiazione alla temperatura di 3 gradi assoluti (270 sotto lo zero centigrado). Questa scoperta confermava le previsioni di Gamow e la teoria sull’universo in espansione formulata dall’astrofisico teorico Peebles e dava il colpo di grazia alla teoria dell’universo stazionario. Da notare che questa scoperta da parte dei due’ tecnici seguiva, a distanza di 32 anni, quella fatta da un altro tecnico della Bell Telephone Company, Karl Jansky, che per primo si accorse che il centro galattico era una sorgente di radioonde e dette così inizio a quella nuova branca dell’astronomia che è la radioastronomia. Inizio difficile e contrastato, perché pochi lo presero sul serio e la radioastronomia cominciò a svilupparsi seriamente solo nel 1946, dopo la guerra, e sfruttando anche i progressi della tecnologia dovuti proprio alla guerra, come per es. i radar.
Oggi dunque è comunemente accettato che l’universo ha avuto un inizio, in condizioni di altissima densità e temperatura e che sta espandendo da almeno 12 o 15 miliardi di anni. Ma ci chiediamo: quale sarà il suo futuro? Questa espansione seguiterà per sempre, con un universo che diventerà sempre più rarefatto, con le.galassie sempre più lontane l’una dall’altra, oppure l’espansione andrà rallentando tanto da fermarsi ed arrivare un giorno ad aver un universo in contrazione verso un nuovo big bang?
La risposta a queste due alternative dipende dalla quantità di materia contenuta nell’universo, o in altre parole dalla sua densità media.
Quello che possiamo dire con certezza è che la velocità d’espansione va decelerando; infatti, se confrontiamo la velocità d’espansione data dalle galassie più lontane, diciamo ad un miliardo e più di anni luce (che noi vediamo quali erano un miliardo e più di anni fa), con quella delle galassie vicine, diciamo a meno di 50 milioni di anni luce (che quindi vedia- mo quali erano 50 milioni o meno di anni fa), vediamo che l’universo vicino espande più lentamente di quello lontano; cioè la materia contenuta nell’universo esercita un’azione frenante, per effetto della reciproca azione gravitazionale che ogni galassia esercita sull’altra. Ma dobbiamo chiederci se la velocità d’espansione è maggiore o minore della velocità di fuga, che è proporzionale alla radice della massa contenuta nell’universo divisa per il raggio dell’universo ad un dato istante. Nel primo caso la velocità d’espansione andrà sempre rallentando ma resterà sempre superiore alla velocità di fuga; in altre parole la quantità di materia contenuta nell’universo non sarà in grado di esercitare un’azione frenante sull’espansione tale da arrestarla. Nel secondo caso l’azione frenante esercitata dalla gravitazione rallenterà tanto l’espansione da fermarla ed invertire il senso del moto, cosicché fra molti miliardi di anni avremo un universo in contrazione. Si può dimostrare che il primo caso si avrà se la densità dell’universo è inferiore a circa 10-29 g/cm3, mentre la seconda alternativa si ha per valori più alti di questo limite. Per sapere in quale dei due casi si trova il nostro universo occorre misurare con maggior precisione la relazione fra velocità di espansione e distanza; e la maggior difficoltà consiste nella scarsa precisione con cui si possono determinare le distanze; oppure migliorare la nostra conoscenza della quantità di materia contenuta nell’universo. Oggi noi osserviamo che la quantità di materia direttamente osservabile sotto forma di corpi luminosi – stelle, galassie, nubi di gas – è da 10 a 100 volte minore della quantità di materia che si manifesta solo per la sua azione gravitazionale, ossia che determina le orbite delle stelle nelle galassie, o che è necessaria per tenere legati stabilmente gli ammassi di stelle e di galassie. È questo il problema noto come l’enigma della massa mancante. Sono stelle deboli e poco luminose? Pianeti e altri corpi che non emettono luce propria? o minuscole particelle elementari, prive di carica e di massa quasi nulla come i neutrini, che, formatesi nei primi istanti di vita dell’universo, ne pervaderebbero anche gli enormi spazi intergalattici? Questi sono i problemi che si pone la moderna cosmologia e che forse potranno trovare una soluzione grazie alle osservazioni che si potranno fare col telescopio spaziale di 2,4 metri, lo Hubble Space Telescope, che sarà lanciato nel prossimo futuro. Ed è stato dedicato a Hubble proprio perché uno dei suoi compiti principali sarà proprio di ottenere una migliore relazione fra velocità d’espansione e distanza delle galassie.
Un altro problema che ci si pone è il seguente: come mai l’universo è, almeno statisticamente, così uniforme in tutte le direzioni? Ci sono certamente regioni più fittamente popolate e altre praticamente vuote, ma in media l’universo è uniforme. Come è possibile che punti separati miliardi di anni luce, in un universo che espande a velocità inferiore a quella della luce, abbiano ricevuto «informazioni» reciproche, così da adeguarsi ad un unico comportamento, così da raggiungere l’uniformità che osserviamo? Una recente teoria, detta dell’universo inflazionario, propone che nei primi tempi di vita l’universo espandesse ad altissima velocità così che ogni punto venisse a conoscenza di quello che accadeva in un altro punto. Ad un certo momento la velocità d’espansione sarebbe bruscamente diminuita. Un’ipotesi per spiegare questa brusca diminuzione (si tratta di ipotesi molto recenti e ancora in fase di assestamento, quindi da non prendere come oro colato) è che sia avvenuto nell’universo qualcosa di analogo a quello che accade in un fluido, gas o liquido, quando si ha un cambiamento di fase e si passa dallo stato fluido allo stato solido. L’universo inflazionario è allo stato fluido, gassoso; quando si sono cominciate a formare le stelle e le galassie (anche qui non sappiamo se si siano formate prima le stelle o le galassie, e ci sono due teorie che sostengono esattamente l’opposto: dal piccolo al grande agglomerato, oppure dal grande al piccolo), c’è stato un cambiamento di fase, dallo stato di materia diffusa allo stato di materia raccolta in agglomerati, con assorbimento di energia che ha provocato la brusca diminuzione della velocità d’espansione dell’universo.
Infine ricordo un ultimo problema che alcuni scienziati hanno sollevato e che rientra più nel dominio della filosofia che della fisica: il principio antropico. È stato osservato che se le costanti universali – costante di gravitazione, costante di Planck, velocità della luce nel vuoto, ecc. – fossero appena diverse da quelle che sono, tutta la struttura della materia e del nostro universo sarebbe stata diversa. Per es. gli elementi più pesanti di idrogeno ed elio, che si formano nell’interno delle stelle, nel corso delle reazioni nucleari che sono la loro fonte di energia, non si sarebbero formati; non si sarebbero così potuti formare il carbonio e l’ossigeno, i principali costituenti degli esseri viventi. Si può anche ipotizzare che esistano infiniti universi incomunicabili fra loro, e che solo il nostro abbia caratteristiche tali per cui la vita è potuta sorgere. Si tratta comunque di speculazioni che le scienze fisiche, basate sul-l’esperienza, non possono provare. Direi perciò che rientrano piuttosto nel dominio della metafisica.
Concludendo, oggi abbiamo a nostra disposizione strumenti sempre più sofisticati, telescopi sempre più potenti, satelliti che ci permettono di studiare praticamente tutta la banda dello spettro elettromagnetico, dai raggi gamma ed X, all’ultravioletto – che la nostra atmosfera non lascia passare -, all’infrarosso e alle onde radio, oltre al piccolo intervallo ottico attraverso cui l’umanità ha osservato il cielo per millenni. Questi mezzi ci hanno fatto sperare di poter rispondere a molti problemi aperti. E infatti molti progressi sono stati fatti, ma anche molte nuove scoperte di oggetti imprevisti e imprevedibili hanno posto altri nuovi problemi, che richiedono nuove teorie e nuovi strumenti. E così la scienza procede con nuove risposte a vecchi problemi e nuove domande che ampliano sempre di più l’orizzonte delle nostre conoscenze.
BIBLIOGRAFIA
R. BERENDSON, R. HART, D. SELLEY: Man discovers the galaxies; Science History Publications, New York 1976.
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