IL DESTINO FINALE DELL'UNIVERSO


L'Universo della Relativita' Generale


Il primo a considerare il problema della struttura globale dell'Universo fu Einstein, nel 1917. Due anni dopo aver pubblicato la teoria della Relativita' Generale , lo scienziato mise a punto il primo modello matematico di universo. Come descritto in questa teoria, il tempo e lo spazio non possono essere dissociati: essi formano un insieme unico a quattro dimensioni, lo spaziotempo. Secondo la Relativita' Generale, lo spaziotempo viene incurvato dall'azione delle masse: intorno a tutti i corpi materiali lo spazio si deforma, tanto piu' quanto maggiore e' la loro massa, e a sua volta la traiettoria di un corpo qualsiasi segue la curvatura dello spaziotempo. Il cammino piu' breve tra due punti non e' piu' la linea retta, ma una curva chiamata "geodetica".
Pensiamo per esempio ad un tessuto elastico disteso in orizzontale, sul quale venga appoggiato un corpo pesante: il tessuto in quel punto forma un avvallamento tanto piu' profondo quanto piu' pesante e' il corpo; se si fa scorrere una pallina sopra il tessuto, la sua traiettoria sara' rettilinea lontano dalla buca, e curva nei suoi dintorni.

L'Universo racchiude in se' una massa enorme, quindi dev'essere globalmente incurvato. La curvatura dello spaziotempo dipende dalla densita' di materia che contiene. Esiste secondo la Relativita' una densita' critica (10^{- 29} g/cm ³ ), alla quale l'Universo si incurverebbe cosi' tanto da richiudersi completamente su se stesso. Da qui nasce la necessita' di determinare con precisione la densita' della materia nel cosmo, dalla quale, come vedremo piu' avanti, dipende il suo destino finale.

Einstein costrui' un modello di universo statico, omogeneo e isotropo, le cui proprieta' sono cioe' le stesse in ogni istante, in ogni punto e in ogni direzione dello spazio. Il moto di allontanamento delle galassie era infatti sconosciuto nel 1917. Per ottenere un modello statico, lo scienziato fu costretto ad introdurre nelle sue equazioni un termine "ad hoc", la cosiddetta costante cosmologica.

Nel 1922 A. Friedmann noto' che, togliendo dalle equazioni la costante cosmologica, l'Universo di Einstein diviene soggetto ad un moto di espansione, con una curvatura che decresce nel tempo in conseguenza della "diluizione" della materia al suo interno.
In realta', quindi, non sono le galassie che si allontanano ma e' lo spazio stesso che si dilata, trascinando con se' tutti gli oggetti che contiene.

Una bellissima immagine del Telescopio Spaziale Hubble che mostra galassie lontanissime, invisibili con i telescopi terrestri. E' l'immagine piu' profonda del cosmo mai ottenuta. (HST)

Il destino dell'Universo


La teoria del Big Bang descrive l'origine e l'evoluzione dell'Universo fino ad oggi, ma quale sara' la sua evoluzione futura ? Si potrebbe pensare che l'espansione iniziata col Big Bang continuera' all'infinito. In realta', il destino del nostro Universo potra' anche ssere diverso.
Al suo interno agiscono due forze contrapposte: la spinta dell'espansione, che fa allontanare le galassie sempre piu' l'una dall'altra, e la forza di gravitazione, che tende a tenerle legate e a frenare l'espansione. Quale sara' la fine dell'Universo verra' deciso da quale delle due prevarra'.
Come abbiamo visto, esiste una densita' critica della materia, al di sopra della quale l'attrazione gravitazionale puo' frenare l'espansione. I cosmologi preferiscono usare un parametro, detto Omega, per descrivere il tipo di universo in cui viviamo. Omega rappresenta il rapporto tra la densita' di materia totale presente nell'Universo e la densita' critica.
Se Omega e' minore di 1, la materia presente e' insufficiente per controbilanciare la spinta di espansione, e l'Universo e' destinato ad espandersi indefinitamente. Questo tipo di universo si dice "aperto".
Se Omega e' maggiore di 1, al contrario, l'espansione verra' prima o poi frenata e poi, lentamente, le galassie cominceranno a riavvicinarsi, fino a scontrarsi e a fondersi tra loro, in un gigantesco impatto che viene definito "Big Crunch" (la situazione opposta al Big Bang). Questo e' il caso di universo "chiuso".
Infine, se Omega e' esattamente uguale a 1, l'espansione rallentera' lentamente ma l'attrazione gravitazionale non sara' sufficiente a far collassare l'Universo su se stesso. E' questo il caso di universo "piatto".


Da queste considerazioni appare chiara l'importanza di determinare la quantita' di materia presente nel cosmo. Come si puo' fare? Ci sono fondamentalmente due metodi: il primo consiste nel misurare la densita' media della materia, sommando le masse di tutte le galassie presenti in un certo volume e dividendo per il volume stesso, naturalmente tenendo conto della loro distribuzione irregolare. Purtroppo, come abbiamo visto, la gran parte della massa che ci circonda e' costituita da materia oscura, inaccessibile alle osservazioni. Per questo motivo e' cosi' importante stabilire qual e' il suo contributo esatto alla massa totale dell'Universo.
Il secondo metodo consiste nell'osservare la velocita' di allontanamento di galassie a diverse distanze, cioe' di diverse eta', e calcolare di quanto l'Universo ha decelerato la propria espansione negli ultimi miliardi di anni.

Il quasar PKS 2349. I quasar sono tra gli oggetti piu' giovani e distanti dell'Universo osservabile. Questa immagine mostra l'interazione gravitazionale e la fusione di il quasar (al centro) e di una galassia (i cui resti sono visibili a sinistra). (HST)

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