Il Big Bang in laboratorio (II parte)

Universe 

La storia dell’Universo è quella di un sistema che nel corso della sua esistenza, durata all’incirca 13 miliardi di anni, è passato da uno stato iniziale di pressioni e temperature altissime e che, progressivamente, espandendosi e perciò rarefacendosi e raffreddandosi, ha raggiunto l’attuale densità di 10^ -31  g/cm^3 e l’attuale temperatura di T=2,7 K, quella che misuriamo nella radiazione cosmica di fondo.
La legge che regola l’espansione nel tempo è essenzialmente quella del modello di Friedmann che fissa per ciascun istante la densità, la pressione e il raggio di curvatura dell’Universo.  Con ipotesi del tutto ragionevoli è possibile allora seguire la discesa nel tempo dei valori della temperatura e della densità. Per esempio, nel breve istante che va da 10^-43 s a 10^-5 s dopo l’istante iniziale, la temperatura è passata da 10^33 k a 10^13 K e la pressione da 10^114 g/cm^3  a 10^32 g/cm^3.
In condizioni così estreme nessuno dei componenti attuali della materia (atomi, nuclei) poteva esistere ma la fisica delle alte energie ci permette di prevedere, con ipotesi tanto meno sicure quanto più retrocediamo nel tempo (da 10^-5 a all’indietro), quali particelle componessero l’Universo alle varie epoche: nucleoni, quark, leptoni, gluoni, fotoni, ecc. Fra queste particelle avvenivano numerose reazioni simili a quelle che si producono negli acceleratori di ala energia. Per esempio, dall’urto fra un protone e la sua antiparticella, l’antiprotone, si originavano due fotoni gamma e viceversa, dall’incontro di due fotoni potevano prodursi un protone e un antiprotone. L’interazione di un elettrone con un positrone (l’antielettrone) poteva dar luogo a due fotoni o ad una coppia neutrino-antineutrino: anche queste reazioni possono svilupparsi in senso contrario.
Di queste reazioni e di molte altre che sicuramente avvenivano nell’Universo primordiale, conosciamo, grazie agli esperimenti fatti con i grandi acceleratori, o possiamo prevedere le singole probabilità che si vernichino.
Essendo l’Universo in espansione, e quindi mutando incessantemente le condizioni fisiche dell’ambiente, questa miscela di particelle non era in uno stato di equilibrio: tuttavia, quelle reazioni che si sviluppavano con una velocità maggiore della velocità di espansione dell’Universo possono essere trattate come se il sistema fosse in equilibrio. Utilizzando i metodi con cui si studiano gli equilibri delle reazioni chimiche possiamo allora determinare le abbondanze relative delle particelle che partecipavano alle reazioni.
Quando però, per effetto dell’espansione, la temperatura dell’Universo scende al di sotto di determinati valori critici, caratteristici di ciascuna reazione, l’equilibrio si rompe, certe reazioni non possono più aver luogo, le particelle che prendevano parte alla reazione si dice che si “disaccoppiano”, cosicché i rapporti fra le loro densità restano da quel momento in poi fissati, come congelati.
L’esempio più famoso di questo meccanismo è la reazione che avviene in un plasma di protoni ed elettroni. Gli elettroni possono combinarsi con i protoni dando vita ad un atomo di idrogeno con emissione di un fotone; vale anche la reazione inversa, in cui un fotone urta l’idrogeno neutro e lo scinde nelle due particelle componenti.
Ebbene, la reazione può avvenire nelle due direzioni solo fintantoché la temperatura del plasma non scende al di sotto di 3000 K (il che nella storia dell’Universo avvenne circa un milione di anni dopo il Big Bang): allora la reazione inversa non può più aver luogo perché i fotoni non hanno sufficiente energia per spezzare l’atomo di idrogeno. E’ così che i fotoni si disaccoppiano dalla materia e la loro temperatura continua poi a decrescere come l’inverso del raggio dell’Universo. Sono questi i fotoni che oggi costituiscono la radiazione cosmica di fondo a 2.7 K.
Il disaccoppiamento della radiazione elettromagnetica dalla materia è un esempio di transizione di fase n cui la materia cosmica passa dallo stato di plasma (dove sono presenti particelle cariche) a quella di gas.
Nel corso dell’evoluzione dell’Universo sono avvenute numerose transizioni di fase simili a questa, però in condizioni di temperatura e densità ben superiori.
L’unico modo per studiarle sperimentalmente è di utilizzare i risultati ottenuti con i moderni acceleratori, in cui si riproducono le temperature e le densità che esistevano nell’Universo primordiale mediante urti tra particelle accelerate. Con gli acceleratori oggi in funzioni, in particolare con il LEP del CERN di Ginevra, è possibile esplorare temperature fino a circa 10^15 K, cioè quella che secondo la moderna cosmologia esistevano nell’Universo circa 10^10 s dopo il Big Bang.
Possiamo dunque dire che, in linea di principio, la fisica che ha governato l’evoluzione dell’Universo da 10 ^-10 s fino ai nostri giorni, è oramai accessibile ad esperienze di laboratorio e che tanto più elevata diventerà l’energia dei futuri acceleratori tanto più indietro potremo spingere le nostre conoscenze. E LHC potrebbe riservare grandi sorprese.
Per risalire ancora più indietro, dobbiamo ricorrere a speculazioni teoriche che, seppure ci appaiono oggi plausibili, non sono ancora state verificate sperimentalmente.

Sabrina

Informazioni su Sabrina Masiero

Ricercatore Astronomo (Tecnologo III livello) presso INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo-Gal Hassin, Centro Internazionale delle Scienze Astronomiche di Isnello, Palermo. In precedenza: Borsista presso INAF-Osservatorio Astronomico di Padova e Fundaciòn Galileo Galilei, FGG-Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Isole Canarie.

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