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L'idrogeno primordiale e il big bang L'abbondanza dei nuclei di deuterio, formatisi nei primi istanti dopo il big bang, permette di far luce sull'evoluzione dell'universo primordiale e sulla composizione della materia oscura. di: Craig J. Hogan da Le scienze nr342 | ||
| Il modello del big bang descrive l'universo primordiale come entità straordinariamente semplice. Anche se il comportamento previsto dalla teoria è regolato solo dalla relatività generale, dal modello standard della fisica delle particelle e dalle modalità della distribuzione di energia previste dalla termodinamica di base, essa sembra descrivere in maniera del tutto adeguata la <<palla di fuoco>> primordiale. I nuclei atomici formatisi durante i primi istanti di vita dell'universo, forniscono preziosi indizi per chiarire sia lo svolgersi degli eventi iniziali sia la composizione e la struttura del cosmo attuale. Il big bang generò un universo composto quasi interamente da idrogeno e elio. Il deuterio venne sintetizzato solo nei primi istanti dell'universo; esso rappresenta quindi un marcatore particolarmente importante. Il rapporto tra atomi di deuterio e atomi di idrogeno dipende fortemente sia dalla uniformità sia dalla quantità totale della materia formatasi nel big bang. In anni recenti gli astronomi hanno potuto effettuare per la prima volta misurazioni affidabili e dirette del deuterio in antiche nubi di gas; i risultati potrebbero fornire un metodo preciso per verificare la cosmologia del big bang. L'espansione dell'universo All'epoca in cui si formò l'elio primordiale, la densità dell'universo era ormai troppo bassa per consentire a ulteriori reazioni di fusione di sintetizzare elementi più pesanti nel tempo disponibile; di conseguenza, quasi tutti i neutroni furono incorporati in nuclei di elio. Senza neutroni che li tengano uniti, i protoni non possono legarsi in nuclei a causa della repulsione elettrostatica. Dato che la quantità di neutroni generata nella palla di fuoco primordiale era limitata, sei protoni su sette avrebbero dovuto rimanere in forma di nuclei di idrogeno isolati. Come conseguenza, il modello del big bang prevede che circa un quarto della massa della materia normale dell'universo sia costituita da elio e gli altri tre quarti di idrogeno. Questa semplice previsione è in ottimo accordo con le osservazioni. Poiché l'idrogeno è il principale combustibile delle stelle, la sua prevalenza permette l'esistenza del sole e degli astri. Durante la formazione dei nuclei di elio, forse solo un deuterone su diecimila rimase non accoppiato. Una frazione ancora minore si fuse dando origine a nuclei più pesanti dell'elio, come il litio. (Gli altri elementi del sistema periodico, vennero sintetizzati più tardi, all'interno delle stelle.) Le percentuali esatte di elio, deuterio e litio dipendono da un solo parametro; il rapporto fra barioni - un termine che include sia protoni e sia neutroni - e fotoni. Il valore di questo rapporto, chiamato h, essenzialmente non varia con l'espansione dell'universo; dato che si può misurare il numero di fotoni, la conoscenza di h ci dice quanta materia esiste. Questo valore è importante per comprendere l'evoluzione successiva dell'universo, perché può essere confrontato con la quantità effettiva della materia osservabile nell3e stelle e di gas nelle galassie, nonché con l'enorme quantità di materia oscura invisibile. Perché nel big bang venissero prodotte le percentuali osservate di elementi leggeri, h doveva essere molto piccolo. L'universo conterebbe meno di un barione per ogni miliardo di fotoni. La temperatura della radiazione cosmica di fondo ci informa direttamente sul numero di fotoni residui del big bang; attualmente vi sono circa 411 fotoni per centimetro cubo. Pertanto i barioni dovrebbero avere uina densità di poco inferiore a 0,4 per metro cubo. Sebbene i cosmologi sappiano che h è piccolo, le stime del suo valore esatto attualmente differiscono quasi di un fattore 10. Gli indicatori più affidabili di h sono le concentrazioni di degli elementi leggeri primordiali, e in particolare del deuterio. un aumento di 5 volte di h per esempio, comporterebbe un decremento di ben 13 volte nella quantità di deuterio sintetizzato. L'esistenza del deuterio pone un limite superiore a h perché il big bang è stato probabilmente la fonte primaria di questo isotopo, che in seguito è stato gradualmente distrutto dai processi che avvengono nelle stelle. La nucleosintesi nel big bang è durata solo pochi minuti, ma le reazioni di fusione nelle stelle proseguono per milioni o miliardi di anni; di conseguenza il deuterio presente in esse viene convertito in elio o in elementi più pesanti. Tutto il deuterio che si osserva oggi deve quindi essersi formato nel corso del big bang. La determinazione del rapporto fra deuterio e idrogeno primordiali potrebbe fornirci informazioni utili, ma è irta di ostacoli, il primo dei quali è la complessità dell'universo attuale. Gli astronomi possono misurare il deuterio nelle nubi interstellari di idrogeno atomico della Via Lattea, ma la "fragilità" di questo isotopo spinge a diffidare dei risultati. La Via Lattea è una galassia di mezza età il cui gas è stato elaborato più volte nel corso dei 10 mld di anni della storia galattica. La combustione del deuterio avviene molto facilmente, anche nell'involucro delle stelle e nel corso delle prime fasi di evoluzione prestellare. Le stelle espellono gli strati più esterni nello spazio al termine del loro ciclo di vita, e il gas presente oggi nella Via Lattea è stato più volte incorporato in stelle e quindi espulso. Di conseguenza, l'osservazione di nubi di gas vicine può indicare solo un limite inferiore per l'abbondanza del deuterio primordiale. L'ideale sarebbe poter disporre di materia primordiale intatta, mai sottoposta a evoluzione chimica. Anche se, ovviamente, non è possibile studiare questa materia in laboratorio, possiamo stabilirne la composizione osservando il suo effetto sullo spettro della luce provenienti da sorgenti lontane. I quasar - gli oggetti più luminosi dedl cosmo - sono così lontani che la luce che vediamo oggi venne emessa quando l'universo aveva meno di un quarto della dimensione attuale e forse un decimo dell'età. Lungo il cammino che percorre fino a noi, la luce dei quasar attraversa nubi di gas che non si sono ancora condensate in galassie, e la radiazione che queste assorbono fornisce indicazioni sulla loro composizione. Alcune delle nubi individuate in questo modo contengono meno di un millesimo della quantità di carbonio e silicio (entrambi prodotti dalla fusione stellare) presente nello spazio circostante: una buona indicazione del fatto che esse mantengono una composizione molto vicina a quella che avevano immediatamente dopo il big bang. Vi è un altro vantaggio nell'osservazione di oggetti così lontani. Il componente principale di queste nubi, l'idrogeno atomico, rivela la prpria presenza in un gruppo di righe di assorbimento ben definite nella regione ultravioletta dello spettro, la cosidetta serie di Lyman. Ciascuna di queste righe corrisponde alla lunghezza d'onda di un fotone che ha esattamente l'energia necessaria per eccitare l'elettrone di un atomo di idrogeno portandolo a un livello energetico eccitato. Dato che la serie di Lyman si trova nell'ultravioletto lontano, le righe non sono osservabili da terra a causa dell'assorbimento atmosferico; persino la riga più rossa (che è anche la più evidente), la Lyman alfa, appare alla lunghezza d'onda di 121, 5 nanometri. Fortunatamente l'espansione dell'universo causa uno spostamento cosmologico verso il rosso (redshift) che incrementa la lunghezza d'onda apparente dei fotoni che giungono a terra fino al punto in cui le righe di assorbimento dell'idrogeno presente in nubi sufficientemente lontane vengono a cadere nella regione visibile dello spettro. La riga di Lyman alfa compare centinaia di volte nella luce di un tipico quasar; ogni "copia" è prodotta da una nube diversa posta sulla linea di vista, aq redshift differenti e quindi a differenti lunghezze d'onda. Lo spettro che ne risulta può essere visto come una fetta stratificata di storia del cosmo, qualcosa di analogo agli anelli di accrescimento degli alberi o alle carote di ghiaccio della Groenlandia; negli spettri di assorbimento dei quasar è scritta la storia della trasformazione che ha condotto dal gas uniforme prodotto dal big bang fino alle galassie che oggi vediamo disperse in un volume enorme di spazio.
Questa molteplicità spettrale offre un altro modo per verificare il carattere primordiale della materia assorbente: il modello del big bang prevede che tutte le nubi di gas dell'universo primitivo debbano avere più o meno tutte la stessa composizione. Misurando l'abbondanza dei vari elementi in nubi lontane, separate l'una dall'altra da grandi distanze sia nello spazio sia nel tempo, dovremmo riuscire a mettere direttamente alla prova l'ipotesi dell'uniformità cosmica. Per alcune di queste nubi possiamo determinare, dallo spettro dei quasar, sia la quantità di idrogeno sia quella di deuterio. Il segnale del deuterio può essere differenziato perché la massa più grande del nucleo di questo isotopo aumenta l'energia richiesta per le transizioni atomiche di circa una parte su 4000 (ossia due volte il rapporto fra la massa del protone e quella dell'elettrone). Di conseguenza, lo spettro di assorbimento del deuterio è simile a quello dell'idrogeno, ma tutte le righe presentano tutte uno spostamento verso il blu equivalente a quello che sarebbe prodotto da un moto di 82 km al secondo in direzione dell'osservatore. Nelle misurazioni spettrografiche delle nubi di idrogeno il deuterio si manifesta come una lieve "eco" spostata verso il blu, del segnale dell'idrogeno. Questi spettri permettono di risalire alla distribuzione di velocità e temperatura degli atomi. Quando si propagano a velocità differenti, gli atomi assorbono luce di lunghezze d'onda leggermente diverse per l'effetto Doppler, che altera la lunghezza d'onda apparente della luce in base al moto relativo dell'oggetto che trasmette e quello che riceve. I moti termici casuali impartiscono agli atomi di idrogeno una velocità di circa 10 km/s , provocando uno spostamento della lunghezza d'onda di circa una parte su 30mila; dato che il loro peso è il doppio, gli atomi di dwuterio alla stessa temperatura si muovono a soli 7 km/s, e quindi hanno una distribuzione di velocità leggermente differente. I moderni spettrografi, sono in grado di risolvere queste differenze di velocità, come pure i moti collettivi a scala più grande.
Sebbene gli strumenti di misurazione cosmologica oggi siano all'avanguardia, ci sono ancora difficoltà oggettive nel recepire dati di genere discreto. Dopo molti tentativi infruttuosi condotti su telescopi più piccoli, Antoinette Songaila e Lennox Cowie dell'università delle Hawaii, ottennero finalmente, nel novembre 1993, di dedicare a questo progetto una notte di osservazioni con il Keck. Essi puntarono lo strumento su 0014+813, un quasar celebre fra gli astronomi per la sua luminosità; per alcuni anni esso aveva detenuto il primato di oggetto più brillante dell'universo. Da studi precedenti si sapeva che di fronte a questo quasar si trova una nube di gas assai poco evoluta. Il primo spettro ottenuto solo dopo poche ore era di qualità tale da mostrare indizi credibili per la presenza di deuterio. Lo spettro evidenziava righe di assorbimento dell'idrogeno in moto a velocità diverse e mostrava una eco quasi perfetta della riga di Lyman alfa, con il caratteristico spostamento verso il blu del deuterio. L'entità dell'assorbimento riscontrabile in questo secondo segnale è pari a quella che sarebbe prodotta da circa due atomi di deuterio su 10.000 di idrogeno. Il risutato è stato in seguito confermato indipendentemente da Robert F. Carswell dell'Università di Cambridge e colleghi, che hanno utilizzato dati ottenuti con il telescopio Mayall da 4 metri del Kitt Peak National Observatory in Arizona. Una successiva analisi ha rilevato che le righe di assorbimento del deuterio effettivamente mostrano una dispersione di velocità dovuta a moti termici insolitamente ristretta, come previsto. Una parte dello spettro di assorbimento potrebbe essere dovuta all'interposizione casuale di una piccola nube di idrogeno che si allontana da noi a una velocità di 82 km/s inferiore rispetto a quella della nube principale; in questo caso, l'abbondanza reale del deuterio sarebbe inferiore a quanto si pensi. Sebbene, a priori, la probabilità di una simile coincidenza appaia davvero piccola, dobbiamo considerare preliminare la stima ottenuta. Tuttavia l'efficacia della nostra tecnica è chiara. Grazie a essa si può studiare l'assorbimento di nubi poste di fronte a molti altri quasar e realizzare in poco tempo una campionatura statistica del deuterio nella materia primordiale. Uno dei risultati più interessanti è stato fornito da una misurazione compiuta da David Tytler e Scott Burles dell'Università della California a San Diego e da Xiao-Ming Fan della Columbia University, che hanno ottenuto un rapporto fra deuterio e idrogeno più basso quasi di un fattore 10 rispetto alla nostra stima. Resta da vedere se il loro risultato rappresenta il vero valore primordiale: una abbondanza così bassa potrebbe essere il risultato della combustione di deuterio in stelle primordiali o un indicazione del fatto che la sintesi di questo isotopo potrebbe non essere stata uniforme come prevede il modello del big bang. Se invece il nostro valore più elevato fosse quello corretto, la quantità di deuterio primordiale si accorderebbe molto bene con le previsioni standard del modello del big bang per un valore di m di circa due barioni ogni 10mld di fotoni. Per questo valore di m , le previsioni del modello sono anche in accordo con la quantità di litio osservata nelle stelle più vecchie e con le stime dell'elio primordiale ricavate dall'osservazione di galassie vicine povere di elementi metallici. La conferma di questo risultato sarebbe un evento straordinario, in quanto dimostrerebbe che i cosmologi hanno interpretato esattamente quanto accade solo un secondo dopo l'inizio dell'espansione dell'universo. Inoltre indicherebbe che la storia della materia lontana è simile a quella della materia nella nostra regione di spazio, come è postulato dal più semplice fra i modelli dell'universo. Questa stima di m concorda ragionevolmente bene con il numero di barioni che oggi si osservano effettivamente nell'universo. La densità osservata di fotoni implica che vi sia all'incirca un atomo ogni 10 metri cubi di spazio. E' circa lo stesso valore che si ottiene considerando tutta la materia contenuta nel gas, nelle stelle, nei pianeti e nella polvere cosmica , compresi i quasar stessi; pertanto, non esiste un grande <<deposito>> di barioni invisibili. Nello stesso tempo, le osservazioni fanno pensare che sia necessaria un enorme quantità di materia oscura per spiegare il comportamento gravitazionale delle galassie e dei loro aloni; sembra che la densità di questa materia debba essere almeno 10 volte superiore alla densità media dei barioni visibili. Così, l'alta abbondanza di deuterio che abbiamo rilevato indica che questa massa non è costituita da materia atomica ordinaria. Sono stati proposti molti candidati per queste forme non barioniche di materia oscura. Per esempio, il modello del big bang prevede che nell'universo debba esistere una quantità di neutrini circa uguale a quella dei fotoni. Se ognuno di essi avesse una massa anche solo di qualche elettronvolt ( ossia ad alcuni miliardesimi di quella del protone), i neutrini costituirebbero una quantità di materia paragonabile a quella di tutti i barioni. E' anche possibile che nell'universo primordiale sia stato generato qualche tipo di particella che non siamo mai riusciti a prdurre in laboratorio. In ogni caso, il modello del big bang, solidamente basato sulle osservazioni, fornisce un quadro di riferimento adeguato per prevedere le conseguenze astrofisiche di queste nuove teorie. |
sembra essere cominciata tra i 10 e i 20 mld di anni fa. Quando il cosmo aveva un età di solo un secondo, la sua temperatura era di 10 mld di kelvin, 100 volte superiore a quella del nucleo del nostro sole. A questa temperatura, le distinzioni fra i tipi diversi di materia ed energia non erano definite come oggi; le particelle subatomiche come neutroni e protoni si trasmutavano continuamente le une nelle altre, eccitate da interazioni con gli abbondantissimi elettroni, positroni e neutrini ad alta energia. I neutroni sono però leggermente più pesanti dei protoni; al procedere del raffreddamento, gran parte della materia si assestò nella forma più stabile di protoni. Come conseguenza, quando la temperatura scese al di sotto di 10 mld di kelvin e la trasmutazione cessò, i protoni erano in numero sette volte maggiore dei neutroni. Quando l'universo aveva un età di alcuni minuti (e una temperatura di circa un mld di kelvin), protoni e neutroni iniziarono a unirsi per formare nuclei. Ciascun neutrone trovò un partner neutronico, dando origine a una coppia chiamata 'deuterone', e a loro volta quasi tutti i deuteroni si accoppiarono per formare nuclei di elio, i quali contengono due neutroni e due protoni. 