La cosmologia nella storia  

Da dove viene l'universo? Come è nato? Cosa c'era prima che si formasse? Queste domande sono antiche quanto l'uomo stesso. Da sempre egli si chiede il significato del cosmo che lo circonda e da sempre lega profondamente le risposte che cerca di darsi con il metodo che utilizza per studiare il mondo e la Natura.

Molti scienziati, tra cui anche i fisici Hannes Alfvén (premio Nobel 1970) ed Eric Lerner, nonchè l'astronomo Fred Hoyle, sostengono il profondo legame tra il tipo di approccio dell'uomo verso la Natura e le condizioni politiche, sociali e culturali del tempo in cui vive. Per giustificare questa affermazione, Alfvén ha elaborato il concetto di pendolo cosmologico: l'uomo muterebbe la propria visione del mondo e il proprio modo di porsi nei confronti di esso a seconda delle diverse condizioni storiche in cui si trova a vivere. Nella storia è facile ritrovare le oscillazioni di questo pendolo dettate dal prevalere, nell'indagine sul mondo, ora del metodo induttivo, ora di quello deduttivo. Sin dal VI secolo prima di Cristo questi due opposti procedimenti influenzarono la ricerca scientifica, talvolta accelerandola, talvolta rallentandola o addirittura arrestandola: ma sempre si trova una certa corrispondenza tra i presupposti di fondo dei due metodi e le ideologie alla base delle società che se ne servirono per elaborare le teorie cosmologiche di cui discuterò.

Il dramma scientifico, come lo chiama Eric Lerner, iniziò proprio con la nascita di questi due sistemi conoscitivi del mondo, circa nel VI secolo avanti Cristo. Prima l'uomo, organizzato in società teocratiche, affidava la propria conoscenza al mito: il sapere era nelle mani di una ristretta élite di persone (generalmente sacerdoti) che controllavano il popolo tramite il ricorso ad una onnipotente realtà divina. Questa concezione del mondo e della conoscenza fece sì che il progresso scientifico si arrestasse per quasi millecinquecento anni, per tutta la durata dei grandi regni (come quello egiziano), fino appunto al VI secolo.

Gli imperi teocratici del Mediterraneo lasciarono via via il posto ad una civiltà basata sul lavoro individuale, sulla pianificazione personale; lo sviluppo dei commerci e di nuovi modelli di scambio sgretolò la netta divisione tra i pochi sapienti e la grande maggioranza di lavoratori. Il sapere tecnico (non quello teorico) era necessario al nuovo e attivo ceto di commercianti. Questo crescente pragmatismo alla base dello sviluppo delle civiltà mercantili del Mediterraneo si ripercosse sulla vita sociale e culturale: in questo ambiente nacquero l'induzionismo e il deduzionismo.

Il primo mutamento radicale rispetto alla visione mitica del mondo avvenne con il filosofo Talete, vissuto a Mileto attorno al 580 a.C.. Egli affermò che il mondo naturale non deve essere fatto derivare necessariamente da déi o da intelligenze trascendenti la natura stessa e l'uomo, bensì che esso si è formato attraverso processi naturali che si verificano quotidianamente e a cui noi possiamo assistere. Perciò, per Talete, il mondo è perfettamente conoscibile tramite i nostri stessi sensi. Come lui anche Anassagora, vissuto verso il 430 a.C., affermò che il mondo è prodotto da fenomeni fisici noti e conoscibili nella loro dinamica: la materia viene separata nelle sue diverse qualità da vortici, allo stesso modo che oggetti leggeri vengono attratti al centro di un gorgo e oggetti pesanti ne vengono scagliati via. Entrambi i filosofi spiegavano il mondo tramite processi che i nostri sensi possono conoscere e rifiutavano i miti e l'autorità antica.

Contemporaneamente a quello di Talete si sviluppò il pensiero di Pitagora: la nuova civiltà aveva fondato il proprio sviluppo sul commercio di prodotti agricoli e artigianali e aveva reso più agevoli gli scambi con l'invenzione della moneta. Per chi si serviva del denaro il numero diventò il simbolo del potere. Pitagora interpretò in chiave filosofica questo atteggiamento e fondò il suo cosmo sul numero puro. La realtà, affermò, può essere studiata solo con la ragione pura, perchè i sensi ce ne danno una visione distorta e ingannevole.

Ma il più completo e conclusivo deduzionismo fu quello elaborato da Platone: egli per primo diede forza di sistema filosofico a quella separazione tra intelletto e sensi che Pitagora aveva solo sottinteso. Platone condannò apertamente e irrimediabilmente i sensi, separò drammaticamente il mondo naturale da quello delle forme pure, le idee, entità assolute non percepibili dai sensi ma unicamente intuibili con l'intelletto. Nell'etica questa concezione si rispecchiava in una società divisa in classi nettamente distinte (non a caso egli si ispirava a Sparta, una delle più autoritarie e gerarchizzate delle poleis greche), al sommo delle quali erano i filosofi, unici detentori della conoscenza vera. Platone rifiutò l'autorità mitica passata, ma in pratica la sostituì con quella dei filosofi. Descrivendo un cosmo conoscibile solo dalla pura ragione creò un mito matematico, un ostacolo enorme allo sviluppo scientifico.

Da quel momento in poi la storia intellettuale dell'uomo fu travagliata da un aspro dibattito interno tra induzionismo e deduzionismo, tra empirismo e razionalismo, tra i due modi opposti di porsi di fronte al mondo e di cercare di interpretarlo. Parallelamente agli sviluppi della società e degli avvenimenti storici l'umanità affrontò il problema della conoscenza abbracciando alternativamente l'uno o l'altro metodo: è facile riscontrare che l'uomo si è affidato a interpretazioni del mondo di carattere deduttivo teorico (ritornando ad appoggiarsi a una autorità analoga a quella mitica degli antichi) ogni volta che la storia presentava periodi di crisi, di incertezza; allorchè l'uomo si sentiva vulnerabile di fronte al destino e perdeva la fiducia in se stesso e nelle proprie capacità di indagine, si rifugiava nel perfetto mondo della ragione e della bellezza, o della fede, contrapponendolo a quello reale in disfacimento (lo vediamo ai tempi della caduta dell'Impero romano e per tutto il Medioevo). Al contrario egli elaborava sistemi conoscitivi fondandoli sull'empirìa, cioè sull'esperienza, ogniqualvolta era sicuro della propria superiorità nei confronti della materia esaminata, cioè quando era certo di occupare una posizione predominante nella Natura (per esempio nel periodo di sviluppo della scienza araba dei secoli XII e XIII, oppure nel Rinascimento). Ed ogni volta che preferiva un metodo all’altro si compiva un'oscillazione del pendolo cosmologico.

Nonostante ciò la ricerca scientifica rimase, fino al XVII secolo, in uno stadio quasi embrionale: si deve attendere Galileo Galilei, infatti, per assistere alla nascita della Scienza vera e propria. Egli, oltre che grande ricercatore e sperimentatore, fu il primo a concepire e teorizzare una totale emancipazione dell'empirismo dai secoli di oppressione da parte della filosofia e della pura ragione deduttiva: la Scienza finalmente diventò una disciplina specializzata nello studio del mondo fisico. Galileo, Keplero, Newton furono i primi ad operare seguendo tutti i crismi della vera ricerca scientifica: professarono una scienza che senza pregiudizi si proponesse di spiegare il mondo quale esso è in realtà, senza dover scendere a compromessi con autorità di alcun tipo, senza dover sottostare a leggi che non fossero quelle naturali. Dai tempi di Galileo l'indagine scientifica ha riportato enormi successi, sempre fondandosi sul dato empirico e, solo successivamente, codificandolo secondo teorie matematiche.

Questa tendenza si è radicalmente invertita alla fine del secolo scorso. Il pendolo cosmologico ha oscillato un'altra volta. La necessità di ottenere macchine a vapore sempre più potenti e redditizie (il primo motore a vapore fu realizzato da James Watt nel 1769) incentivò le ricerche e gli studi nel campo della termodinamica: la società progressista del tempo, fortemente improntata sul lavoro e sulla scienza tecnico-empirica, richiedeva una conoscenza teorica da utilizzare al fine pratico di aumentare la produzione di beni di consumo e, di conseguenza, di accrescere i propri profitti. Ma fu proprio lo sviluppo di questa nuova branca della scienza che contribuì a far prevalere ancora una volta il metodo deduttivo su quello empirico.

Uno dei fondamenti della termodinamica è il cosiddetto secondo principio: esso, elaborato da Rudolf Clasius e generalizzato da Ludwig Boltzmann, afferma che qualunque sistema fisico procede da uno stato con entropia minore ad uno con entropia maggiore (l'entropia è la misura del grado di disordine di un sistema), cioè da uno stato ordinato ad uno meno ordinato. Questa affermazione, apparentemente innocua, in realtà prevedeva per l'universo la morte termica e lo condannava ad una fine più o meno lontana, ma ugualmente caotica e irrimediabile. La coscienza di un inevitabile compimento della "storia cosmica" si aggiunse così alle numerose cause che portarono alla profonda crisi culturale degli ultimi decenni del XIX secolo: contemporaneamente, infatti, Nietszche precludeva ogni possibilità di indagine filosofica e sanciva la fine del Positivismo; Lamark, Darwin e Malthus avanzavano le teorie evoluzioniste che definitivamente toglievano all'uomo le ultime pretese di centralità nella natura sopravvissute a Copernico e Keplero; in letteratura il periodo Decadente e le Avanguardie nell'arte figurativa offrivano l'espressione di una civiltà che sempre più fuggiva dal reale per rifugiarsi nel sublime mondo del Bello e dell'introspezione. Questa crisi, non a caso, si sviluppò parallelamente alla degenerazione progressiva dei rapporti pacifici tra le nazioni.

La Prima Guerra Mondiale completò il disfacimento di quella civiltà: il mondo perse completamente la fiducia nel progresso perchè esso, con le nuove tecnologie, era stato finalizzato unicamente allo sterminio di venti milioni di persone. In questo mondo atterrito, distrutto socialmente e psicologicamente, che vedeva nella scienza non più la via per la libertà culturale ma la strada più diretta per l'annientamento totale, si inserì Albert Einstein.

La Teoria della Relatività fu uno dei più grandi trionfi della scienza di tutti i tempi, ma dobbiamo pensare a essa come a una rivoluzione più sul piano filosofico che prettamente scientifico: le sue predizioni, infatti, divenivano apprezzabili solo in condizioni particolarmente rare ed estreme e non sconvolgevano troppo la fisica newtoniana. Ma a livello culturale l'impatto della Relatività fu enorme, tanto che, fatto stranissimo per una teoria fisica, apparve sulle pagine di illustri quotidiani.

Galileo e i suoi successori avevano abituato ad una scienza che spiegasse il mondo in modo semplice, partendo da concetti chiari e utilizzando esperienze quotidiane, possibilmente ripetibili. Ora Einstein forniva una descrizione dell'universo che contraddiceva chiaramente il senso comune e l'esperienza quotidiana con i suoi concetti di spazio-tempo e di relatività dei tempi. Nondimeno, ciò che più veniva celebrato della Relatività era la sua quasi totale incomprensibilità: erano ricorrenti, nel mondo scientifico, aforismi del tipo «solo una dozzina di scienziati al mondo riuscirebbero a comprendere la Relatività», o «al mondo esistono solo due persone che siano in grado di capire la Relatività: Einstein e Dio» e frasi di questo tipo, pronunciate da scienziati, non sono poca cosa. Einstein divenne, assieme alla matematica teorica, un mito dei nostri tempi, non solo per la ristretta cerchia degli scienziati ma per gran parte della popolazione del mondo, come dice Abraham Pais, suo biografo: «La scoperta di Einstein faceva appello a profondi temi mitici. Bruscamente appare un uomo nuovo, l'improvvisamente famoso dottor Einstein. Egli reca un messaggio di nuovo ordine dell'universo... Il suo linguaggio matematico è sacro: la quarta dimensione, luce che ha peso, lo spazio deformato. Einstein esaudisce due bisogni profondi dell'uomo, il bisogno di sapere e il bisogno, non di sapere, ma di credere... Egli rappresenta ordine e potenza. Diventò l'uomo divino del XX secolo»¹.

Rapito dal successo e dalla leggenda che si creò attorno a lui, Einstein esaltò la supremazia della teoria sull'osservazione: mai, però, nei lavori per cui si guadagnò la fama di genio, rifiutò il confronto con la realtà osservativa. Tuttavia le sue affermazioni valsero a riportare la ragione pura alla sua antica supremazia sull'empirìa: rinacque il mito di una scienza élitaria, destinata e accessibile a pochi eletti. La leggenda di Einstein spinse gli scienziati ad abbracciare una scienza di sola speculazione e fornì loro un autorevole precedente come giustificazione. Questa concezione del sapere, vecchia di tremila anni, fondendosi con il pessimismo tipico dell'inizio di questo nostro secolo, portò, in cosmologia, al risultato più ovvio: un universo chiuso, finito nello spazio e nel tempo, nato nel passato e destinato alla morte termica.

Proprio in ambito cosmologico Einstein, sopraffatto dal suo stesso mito, tradì il precetto, che egli stesso aveva strenuamente professato, della necessità di accordo tra teoria e dati osservativi. Adottò perciò quel metodo puramente deduttivo di cui aveva proclamato più volte la suprema bellezza, ma che non aveva mai, prima di allora, effettivamente usato: «E' mio convincimento che la costruzione matematica pura ci permetta di scoprire i concetti e le leggi che li connettono, dandoci la chiave alla comprensione della natura... In un certo senso, pertanto, ritengo che sia vero che il pensiero puro può cogliere la realtà, come sognarono gli antichi»².

Anche la cosmologia del Big Bang, quella oggi ritenuta la più valida, è il risultato di questa visione deduzionistica ed élitaria della conoscenza, né essa va estraniata dal contesto storico e culturale in cui si sviluppò.

 

1. Abraham Pais, Sottile è il Signore, Boringhieri, 1982.

2. Albert Einstein, Essay in science, tratto da Philosophical Library, New York, 1934.

 

La nascita del Big Bang  

 

Con la Teoria della Relatività di Einstein iniziò una nuova era per la cosmologia: il pendolo cosmologico incominciò una nuova oscillazione.

 

Cosmologia relativistica  

Einstein applicò la propria teoria a un universo omogeneo e chiuso su se stesso, cioè finito e illimitato¹: si rese presto conto che le equazioni della Relatività prevedevano un universo fortemente instabile per le potenti forze gravitazionali che lo avrebbero portato ad una rapida contrazione. Per ovviare a questa precarietà del cosmo, in evidente contraddizione con l'osservazione e con la comune concezione di un universo stabile e immutabile, egli introdusse nelle equazioni un parametro arbitrario (la costante cosmologica) che funzionasse come una sorta di forza repulsiva tra le particelle di materia e bilanciasse perfettamente la loro attrazione gravitazionale. In tal modo giustificò quell'equilibrio che egli riteneva essere una delle caratteristiche irrinuncabili di qualsiasi modello cosmologico.

Seppur errata, la supposizione di un cosmo completamente omogeneo e chiuso su se stesso gettò le basi per tutta la cosmologia relativistica ed ebbe sulla fisica successiva tre importanti conseguenze: innanzitutto introdusse l'idea, completamente ingiustificata, di un cosmo finito; in secondo luogo, la semplicità dell'assunto dell'omogeneità e il prestigio di Einstein radicarono questa idea in tutti i modelli successivi, sebbene fosse evidente che fino a scale medie l'universo non è affatto omogeneo (la materia è palesemente raggrumata in stelle, nebulose, ammassi stellari...); infine stabilì un importante precedente permettendo l'assunzione di concetti contraddetti dalla realtà dei fatti con la speranza di una loro futura conferma. Sono tutti caratteri di arbitrarietà metodologica che ritroviamo oggi nel Big Bang, ma che poco hanno a che fare con la scienza.

 

L'espansione di Hubble  

Fino al 1924 la cosmologia rimase come l'aveva lasciata Einstein cinque anni prima: il destino dell'universo era in delicato equilibrio, sospeso alla costante cosmologica che lo bloccava tra repulsione e attrazione, tra espansione perenne e catastrofico collasso. In quell'anno importanti osservazioni e studi sconvolsero la scienza. Da quasi un decennio gli astronomi catalogavano gli spettri delle stelle nelle galassie vicine e avevano notato che quasi tutti presentavano un lieve spostamento verso il rosso (redshift).

Approfondimento 1:   Il redshift e l'effetto Doppler   

La spiegazione più semplice per questo fenomeno era quella che adottava l'effetto Doppler e cioè assumeva che le galassie (che, ricordiamo, solo da poco tempo erano state riconosciute come oggetti esterni alla Via Lattea e del suo stesso rango) si allontanassero reciprocamente: una ignota forza repulsiva stava gonfiando e dilatando l'universo. Era una grande stranezza, e un ancor più grande problema per un modello omogeneo e statico come quello di Einstein.

Carl Wirtz esaminò le osservazioni effettuate sulle galassie (circa 40) e notò una correlazione tra lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali e l'intensità luminosa della galassia: tanto più debole appariva la galassia (e, presumibilmente, tanto più essa era lontana), tanto più alto era il suo redshift, dunque tanto più velocemente stava recedendo. Tuttavia solo con gli studi svolti da Edwin Hubble (che aveva messo a punto un nuovo metodo per misurare la distanza delle galassie vicine, basandosi sull'osservazione delle variabili cefeidi in esse contenute) questa relazione tra distanza e redshift sembrò comprovata.

 

L'atomo primevo di Lemaître  

Questo intenso dibattito entusiasmò il giovane prete e fisico belga Georges-Henri Lemaître. Egli, immergendosi nel vivo del suo sviluppo, propose una nuova teoria elaborata studiando le equazioni della Relatività: aveva infatti notato (come già altri prima di lui) che l'universo di Einstein era fortemente instabile, nonostante la costante cosmologica e che anche una minima fluttuazione dell'equilibrio lo avrebbe portato al collasso o all'espansione illimitata.

Sintetizzando i calcoli matematici e le osservazione di Wirtz e Hubble, perciò, Lemaître affermò che l'universo è effettivamente in espansione: evidentemente la forza repulsiva ipotizzata da Einstein prevale su quella gravitazionale, facendo separare via via le galassie l'una dall'altra.

Lemaître continuò i suoi studi e, spesso confondendo le sue due attività di sacerdote e di fisico (era facile pensare a un eventuale inizio dell'universo come a una prova dell'esistenza di Dio), sostenne che un universo finito era perfettamente concepibile. Dato che un universo finito nello spazio non poteva essere infinito nel tempo, arrivò a rifiutare le configurazioni cosmologiche prive di singolarità, cioè che ammettessero un universo eterno: fu questa una delle prime volte che vennero ritenute valide delle singolarità matematiche, fino ad allora considerate come dei non-sensi fisici in quanto non realistiche e non dimostrabili con l'osservazione (figura 1). Dice a questo proposito W.B. Bonnor: «La singolarità matematica nella descrizione di un problema fisico indica di solito la fallacia della teoria, e la normale risposta del fisico al cedimento di una teoria consiste nella sperimentazione di un'altra. Questo non è sempre avvenuto in cosmologia, e alcuni scienziati hanno voluto identificare con Dio la singolarità data all'inizio dell'espansione affermando che in quel momento egli creò l'universo...E' pericoloso, per i credenti, identificare Dio con certe singolarità: c'è il pericolo che il bisogno di lui scompaia con il miglioramento delle matematiche»².

 

Lemaître prese spunto da queste considerazioni per elaborare il predecessore di tutti i modelli del Big Bang, quello dell'atomo primevo: si servì inoltre di teorie elaborate sul secondo principio della termodinamica da James Jeans, nel 1928, e da Arthur Stanley Eddington. La meccanica quantistica insegna che al crescere dell'entropia aumenta anche il numero di quanti, cioè di particelle singole (non legate in complessi come gli atomi o le molecole) dell'universo. Perciò, spiegò Lemaître, se si ripercorresse a ritroso il tempo si vedrebbe l'universo raggrupparsi in una singola particella, un atomo primevo di massa infinita e raggio nullo. Questo istante è da identificarsi con una delle singolarità predette dalle equazioni della relatività per un universo in espansione. Come atomi radioattivi decadono formando nuclei più piccoli e particelle subatomiche, così il grande atomo primevo si sarebbe scisso prima in galassie, queste in stelle, e così via fino ai singoli atomi.

Come prova di questa teoria "pirotecnica", come egli stesso la definì, Lemaître addusse unicamente i raggi cosmici: sin dall'inizio del '900 gli scienziati sapevano dell'esistenza di una radiazione isotropa (di fotoni e particelle cariche) che bombarda costantemente la Terra e che viene assorbita in gran parte dall'atmosfera; questa radiazione, disse, non poteva essere altro che il risultato di primordiali decadimenti degli atomi-stella e doveva essere stata emessa prima che essi formassero un'atmosfera (che altrimenti li avrebbe bloccati come fa quella terrestre). Ma Lemaître non cercò prove più convincenti e sicure a favore della propria teoria e si limitò ad osservare che questo modello era l'unico in grado di spiegare l'origine dei raggi cosmici e, soprattutto, la loro isotropia.

La teoria di Lemaître venne subito duramente criticata, sia sul piano concettuale (in quei tempi un universo finito e nato da una singolarità matematica non era visto di buon grado come oggi), sia sul piano sperimentale: in particolare Robert Millikan, abilissimo scienziato sperimentale (premio Nobel per la misura della carica dell'elettrone), obiettò che i raggi cosmici potevano effettivamente essere prodotti da fenomeni noti, come la fusione dell'idrogeno, senza dover ricorrere a spiegazioni astruse come quelle di Lemaître. L’isotropia poteva essere giustificata semplicemente con la deviazione delle loro traiettorie originarie prodotta dai campi magnetici presenti nello spazio. Ma la critica di Millikan non fu la sola mossa alla teoria di Lemaître: molti astronomi contestarono i processi che egli poneva alla base della produzione di energia nelle stelle e addirittura alcuni suoi colleghi in relatività generale non accettarono nemmeno la sua ipotesi di partenza, quella dell'atomo primevo, ritenendo inutile una singolarità.

Entro la fine degli anni '30 a sostenere la teoria dell'atomo primevo era rimasto il solo Lemaître, appoggiato da pochissimi altri: ma l'idea di un universo finito nel tempo e nello spazio non fu abbandonata.

 

Il primo Big Bang  

La II guerra mondiale ebbe una profonda influenza sulla cosmologia: in particolare George Gamow, uno dei fisici che lavoravano al progetto Manhattan sulla bomba A, si chiese se la nascita dell'universo non potesse essere paragonata ad una enorme esplosione atomica; se in una frazione di secondo la bomba riusciva a produrre elementi rilevabili anche dopo vari anni, non avrebbe potuto un'esplosione universale di qualche secondo generare tutti gli elementi presenti in natura, spiegando così anche l'abbondanza di quelli più pesanti? Durante i primi istanti dopo il Big Bang (così, ironicamente, gli oppositori di Gamow chiamarono la grande esplosione iniziale) l'elevatissima energia avrebbe permesso la formazione di tutti gli elementi chimici tramite processi di fusione e di cattura neutronica: la teoria, semplicemente variando il valore del parametro di densità iniziale dell'universo nelle equazioni, riusciva a predire le percentuali di questi elementi effettivamente osservate in natura e ciò costituiva una forte prova a favore. Nel tempo successivo all'esplosione l'espansione avrebbe velocemente fatto abbassare la temperatura e impedito la scissione degli elementi pesanti in altri più leggeri.

Contrariamente a Lemaître, Gamow era dotato di una enorme capacità di persuasione e ben presto seppe indirizzare tutto l'ambiente della cosmologia a ricerche volte a perfezionare la propria teoria, convogliando in questi studi anche un gran numero di scienziati desiderosi di disfarsi del cupo passato del progetto Manhattan e di utilizzare la conoscenza da lì ricavata per fini più nobili e disinteressati.

Sul piano filosofico e sociale, la teoria di Gamow abbatteva gli ultimi baluardi di un universo infinito e conoscibile attraverso processi osservabili. Ma era nondimeno un insulto al senso comune: se l'universo aveva avuto un'origine, cosa c'era stato prima? Che cosa lo aveva avviato? Queste domande, nonostante gli innumerevoli tentativi degli scienziati, rimangono ancora oggi senza una risposta soddisfacente. Dice Hoyle: «Molti astronomi hanno postulato che questa condizione estremamente specifica (la singolarità del Big Bang, ndr) rappresenti l'origine dell'universo. Si suppone cioè che l'universo abbia avuto inizio in quel preciso momento. Da cosa? La risposta più comune è sicuramente insufficiente: dal nulla! La soluzione di questo enigma costituisce il problema più importante dell'odierna astronomia, e senz'altro uno dei più importanti di tutta la scienza»³.

Anche Gamow tentò di risolvere questo problema e affermò che l'universo si era precedentemente contratto da uno stato espanso, per poi esplodere: in tal modo limitava il cosmo nello spazio, ma non nel tempo. Le osservazioni, in realtà, rivelavano che la materia visibile non aveva massa sufficiente per far sì che una contrazione causasse un'esplosione tanto violenta da far allontanare le galassie a velocità così elevate; tuttavia la sua precoce crisi fu sancita dallo studio delle reazioni nucleari delle stelle.

La teoria di Gamow fu infatti abbattuta e distrutta ancora prima della sua pubblicazione, avvenuta nel 1947 con il libro “One,two, three, Infinity”, dalle ricerche condotte nel 1946 dall'astronomo inglese Fred Hoyle sulla produzione degli elementi pesanti. Essi, affermava Hoyle, non furono creati nei primi minuti successivi al Big Bang, ma vengono continuamente prodotti in stelle giunte alla fine della loro esistenza tramite processi di fusione nucleare e di cattura neutronica.

Approfondimento 2:  Sintesi di nuclei pesanti tramite cattura neutronica  

L'ipotesi di Hoyle aveva due grandi pregi: innanzitutto riusciva a prevedere la formazione di elementi pesanti nelle giuste quantità, come quella di Gamow; inoltre, fatto altrettanto importante, Hoyle rendeva conto di questa produzione con processi tuttora in corso, non esotici o irripetibili quale era il Big Bang (che non può essere verificato). Infine egli calcolò che se fosse avvenuto un Big Bang (o se durante esso si fossero formati elementi pesanti nelle quantità predette da Gamow), oggi vedremmo un’abbondanza di elementi pesanti molto maggiore di quella effettivamente riscontrata, dato che a essi dovremmo aggiungere quelli sintetizzati all'interno delle stelle.

La crisi del Big Bang secondo Gamow fu sancita proprio dagli studi condotti da Hoyle assieme ai colleghi William Fowler, Margaret e Gregory Burbridge, i quali ripresero la prima ipotesi del 1946 e nel 1957, dopo anni di intenso lavoro, pubblicarono una teoria particolareggiata sulla sintesi degli elementi pesanti all'interno dei nuclei stellari: questo modello, oltre a predirne le giuste quantità, riusciva a rendere conto della diversa composizione chimica delle stelle, fenomeno inspiegabile se tutti gli elementi si fossero formati nel Big Bang. Hoyle e i suoi colleghi dimostrarono che una stella, terminato il combustibile idrogeno, inizia una serie di contrazioni successive che portano la sua temperatura interna a valori così alti da permettere la fusione di elementi leggeri in elementi più pesanti, dall'elio fino ad arrivare al ferro. A questo punto la fusione non è più possibile e la stella esplode come supernova, liberando un'energia talmente elevata da consentire di proseguire la sintesi con processi di cattura neutronica, dal cobalto fino agli elementi transuranici. L'esplosione disperde questi elementi nello spazio ed essi, unendosi al materiale interstellare, formano nuove stelle e pianeti.

In realtà questa teoria (ancora oggi universalmente accettata, seppure con qualche ritocco) aveva alcuni difetti, dato che non poteva rendere conto dell'abbondanza di elio riscontrata (quasi un quarto della materia) perché stelle come quelle di oggi non avrebbero avuto tempo di produrne così tanto da quando la galassia sembra essersi formata; né riusciva a spiegare come certi elementi leggeri come il litio, il deuterio, il berillio, il boro non venissero bruciati dalle stelle immediatamente dopo la loro formazione. Tuttavia, allo stesso modo in cui il Big Bang di Lemaître era fallito quando era crollata l'ipotesi sulla formazione dei raggi cosmici, così pure il modello di Gamow venne abbattuto quando si dimostrò che gli elementi chimici vengono prodotti dalle stelle, anche attualmente.

 

1. Non è una contraddizione in termini come può sembrare. I fisici sono soliti chiarire questo concetto facendo riferimento alla superficie di una sfera. Tale superficie è bidimensionale e finita in quanto è misurabile; ma può essere percorsa infinite volte senza incontrare alcun limite: cioè possiamo ritornare al punto di partenza procedendo sempre nella stessa direzione e nello stesso verso. Ne consegue inoltre che essa non ha alcun punto che si possa ritenere centrale, cioè più importante rispetto ad altri. L’universo si comporterebbe allo stesso modo, ma con tre dimensioni spaziali invece delle due della sfera.

2. W.B. Bonnor, Teorie cosmologiche rivali, Piccola Biblioteca Einaudi, 1965.

3. Fred Hoyle, Oggetti del cielo, Zanichelli, 1978.

 

Lo Stato Stazionario  

 

In meno di due anni dalla pubblicazione delle ricerche riguardo la produzione degli elementi pesanti nell'interno dei nuclei stellari, Hoyle e due suoi collaboratori, Thomas Gold e Hermann Bondi, proposero una teoria alternativa alla cosmologia del Big Bang: lo Stato Stazionario (dall'inglese Steady State). Stranamente anche questa teoria (come quella della cosmologia relativistica, a cui essa si opponeva) non si svolgeva da premesse scientifiche e osservative, ma filosofiche; essa si sviluppava volontariamente su basi semplici, al fine di agevolarne la sperimentazione e, eventualmente, la confutazione: rispecchiava perfettamente la filosofia della scienza di Karl Raimund Popper. Bondi e Gold osservavano che tutta la cosmologia contemporanea si fondava sul cosiddetto principio cosmologico: esso afferma che l'universo, su larga scala, è omogeneo e isotropo, cioè appare identico a qualsiasi osservatore, in qualsiasi punto esso si collochi. Ma tale isotropia e omogeneità non vale per tutte le epoche, dato che lo spazio si espande: due ipotetici osservatori in epoche diverse vedrebbero due universi completamente differenti, sebbene ugualmente isotropi ed omogenei. Viceversa, lo Stato Stazionario proponeva il cosiddetto principio cosmologico perfetto, e affermava che l'universo deve apparire sempre lo stesso, in tutti i luoghi e in tutti i tempi.

Com'era possibile ciò, dato che la relazione di Hubble indicava chiaramente che l'universo andava espandendosi? Con l'espansione la sua densità dovrebbe diminuire e il suo aspetto mutare progressivamente: un osservatore futuro vedrebbe la materia molto più rarefatta. Per rimediare a questa flagrante contraddizione con le proprie ipotesi, Gold e Bondi ipotizzarono un fenomeno completamente nuovo: la spontanea e continua creazione di materia. Dei "buchi bianchi" (entità fisiche nuove, chiamate così in evidente contrasto con i buchi neri, predetti dalla gravitazione, che fagociterebbero e distruggerebbero tutto) dovrebbero creare in un cubo di cento metri di lato un nuovo atomo ogni anno: questa infima quantità di materia si accumulerebbe e basterebbe a mantenere costante la densità di tutto l'universo.

La nuova materia, supposero, compare sotto forma di idrogeno: esso si addensa in nebulose, forma galassie e stelle; queste, al termine del loro ciclo evolutivo, restituiscono allo spazio gli elementi chimici sintetizzati nei loro nuclei (secondo la teoria Hoyle-Burbridge-Fowler). Esaurito il combustibile nell'arco di miliardi di anni, una galassia "muore" lasciando solo ceneri oscure. Ma, al suo posto, se ne è già formata un’altra da materia di creazione nuova.

In questo modo lo Stato Stazionario colpiva uno dei capisaldi su cui si reggeva la teoria di Gamow: che la Terra, le stelle e tutto l'universo avessero la stessa età. Infatti Gamow sosteneva, data l'uguaglianza tra le età del Sole e della Terra dichiarata unanimamente da astronomi e geologi, che il sistema solare si era formato al tempo del Big Bang, accentuando l'eccezionalità dell'evento e facendo sì che divenisse il primo passo per l'evoluzione della vita e dell'uomo. Invece lo Stato Stazionario affermava che solo la nostra galassia e il sistema solare si erano formati nello stesso periodo: questa era l'unica condizione da rispettare perché potessero ospitare la vita (dato che galassie vecchie avrebbero contenuto stelle troppo deboli per riscaldare pianeti fertili).

Pur ponendosi in aperto contrasto con il modello relativistico, lo Stato Stazionario ne imitava il metodo assumendo come ipotesi fondamentali delle affermazioni che poco avevano a che fare con la scienza sperimentale: sebbene sostenesse che l'universo è regolato da fenomeni che possono essere esaminati direttamente perché operanti tuttora, si basava altresì sul principio cosmologico perfetto, che non trovava altra giustificazione che nell'arbitrio di chi lo proponeva e nella sua confutabilità. L'ipotesi della "creazione continua" di materia fu ferocemente criticata dalla maggior parte dei cosmologi principalmente per due motivi. Innanzitutto essa non può essere studiata, per il semplice fatto che non è mai stato osservata: è impossibile rilevare la creazione di un atomo di idrogeno in un qualsiasi punto di un cubo di cento metri di lato, perché anche nello spazio più profondo e vuoto una tale porzione di spazio ne contiene, normalmente, qualche trilione. In secondo luogo essa venne accusata di violare la legge di conservazione dell'energia¹. A questa obiezione Bondi replicò: «Il principio di conservazione della massa e dell'energia (ricordando che E=mc², ndr) alla stessa stregua di tutti i princìpi della fisica, è basato sull'osservazione. E ogni osservazione sperimentale è soggetta a un certo margine di errore. Non è lecito affermare, in base alle esperienze di laboratorio, che la materia si conservi in modo totale e assoluto; possiamo soltanto dire che si conserva per la massima parte. Stando però alla più semplice formulazione del risultato sperimentale, si direbbe che la materia si conservi nella sua totalità. Il che è una mera astrazione matematica, derivata da un'osservazione sperimentale che può andare soggetta, anzi, va certamente soggetta, a un certo margine di errore»; la quantità di materia che verrebbe creata, inoltre, sarebbe così esigua che «un processo del genere non può essere in contrasto con gli esperimenti su cui si basa il principio di conservazione della materia e dell'energia»².

E' importante sottolineare un altro aspetto, che i teorici del Big Bang, critici dello Stato Stazionario, sembrarono volere di ignorare: essi si impegnarono a demolire una teoria che partiva da assunti teoretici molto simili a quelli su cui si fondava il loro stesso modello. La creazione di materia sostenuta da Hoyle, Bondi e Gold si differenziava da quella dell'universo relativistico solo per il fatto di essere "continua" (cioè non concentrata in un unico istante) e di coinvolgere quantità estremamente piccole di materia. Forse, proprio per questo, sarebbe stata anche più facile da spiegare e verificare, se non fosse stata immediatamente condannata: oggi, infatti, la meccanica quantistica ritiene possibile che particolari campi di forze presenti nello spazio possano creare materia. Al contrario, i relativisti sostenevano (e ancora oggi sono di questo parere) che l'universo si creò dal nulla³: il problema era ancora più complesso che per lo Stato Stabile, ma essi in tal modo si posero fin dal principio nella favorevole condizione di non poter studiare, e perciò spiegare, le cause della singolarità iniziale. Una troppo comoda scappatoia.

La teoria non-evoluzionistica dello Stato Stazionario si allontanava da quella concezione, valida per il tardo XVIII secolo, che vedeva la scienza come esplicativa dell'evoluzione della natura e si inseriva in quel "decadentismo" che è tipico del nostro tempo. Nell'universo immutabile concepito da Hoyle, Gold e Bondi è impensabile e privo di senso un qualsiasi progresso: Hoyle stesso ne fornì la prova nel suo romanzo "October the first is too late", ricollegando la sua cosmologia a una concezione dell'umanità incapace di un miglioramento reale, condannata ad un interminabile ciclo di sovrappopolazione e guerra. La disfatta degli ideali umani provocata dalle continue e sanguinose guerre, dalle rivolte, la sfiducia nel futuro causata dalle crisi economiche, la paura di nuove catastrofi planetarie dopo l'esperienza dei bombardamenti di Hiroshima e Nagasaki avevano bloccato la visione cosmologica. Non si vedeva possibilità di sviluppo positivo nella realtà quotidiana e, di conseguenza, nemmeno nel cosmo. Questa era una caratteristica comune anche all’universo di Gamow, nato da uno stato di perfezione assoluta e destinato alla morte termica o al collasso: comunque, alla fine.

La crisi dello Stato Stabile colpì la teoria proprio dove Bondi e gli altri avevano previsto: la semplicità del principio cosmologico perfetto ne causò la rapida e totale confutazione e a nulla valsero i tentativi che Hoyle effettuò per salvarla, supportato dall'aiuto del grande fisico Narlikar. Nei primi anni '50 era nata un nuovo campo di ricerca: la radioastronomia. Da allora i radiotelescopi divennero sempre più potenti, sensibili e precisi, e mostrarono sorgenti sempre più lontane e deboli; curiosamente il loro numero pareva crescere al crescere della distanza da noi. Questo dato sperimentale si poneva in aperto e netto contrasto con la teoria: dato che guardare lontano significa guardare indietro nel tempo (poiché la luce ha velocità finita), ciò significava che nel passato esistevano molte più radiosorgenti di quante se ne trovino oggi. L'universo, quindi, non era affatto immutabile, ma in continua evoluzione: perciò, semplicemente, lo Stato Stazionario doveva essere errato. Bondi aveva avuto ragione: non era stato difficile rivelare l'erroneità del modello, tanto che esso fu dichiarato fallito pochi anni dopo la sua pubblicazione.

Contemporaneamente, però, nemmeno il Big Bang godeva di ottima fama: esso continuò a sopravvivere nei resoconti “popolari”, ma in pratica in questo periodo si verificò una generale perdita di interesse per la cosmologia in genere. Quando entrambi i principali modelli si trovarono in crisi, la ricerca scientifica astronomica si volse ad altri settori: quello astrofisico, a partire dalle teorie di Hoyle, Burbridge, Fowler; quello radioastronomico, in continuo sviluppo; quello planetario, favorito dai primi lanci spaziali che permettevano di studiare più da vicino e con maggiore precisione il sistema solare; quello della neonata fisica del plasma.

 

I quasar e la rinascita della cosmologia relativistica  

Nel 1964 arrivò al Big Bang un aiuto inaspettato proprio dalla radioastronomia: alcune intensissime radiosorgenti apparivano come minuscoli puntini luminosi, al contrario delle solite radiogalassie.Nonostante le prime apparenze si scoprì ben presto che non erano semplici stelle e, unicamente per la loro somiglianza con esse, vennero detti "Quasi Stellar Radio Sources" (radiosorgenti quasi stellari), o QUASAR: ad alcune di queste radiosorgenti fu presto trovata anche la controparte ottica, cioè luminosa, con fotografie a lunghissima posa e utilizzando i più grandi telescopi. Questi oggetti avevano redshift estremamente elevati, molto più alti di qualsiasi galassia: secondo l'interpretazione comunemente data dalla legge di Hubble ciò significava che essi erano enormemente distanti, gli oggetti più distanti mai osservati, e questo li collocava con certezza fuori dalla nostra galassia (in realtà c'è, ancora oggi, chi contesta le misurazioni dei redshift e sostiene che essi appartengono alla Via Lattea, ma sono una netta minoranza). La loro magnitudine apparente (cioè la misura dell'intensità del segnale luminoso che raggiunge la Terra) raggiungeva valori considerevoli in rapporto alla grande distanza e ciò testimoniava la peculiarità dei quasar: essi dovevano irradiare un'enorme quantità di energia, alcune volte addirittura centomila volte maggiore di quella emessa da una intera galassia. Oltre a ciò la luce nei quasar variava in misura apprezzabile nell'arco di tempi molto brevi, dell'ordine di un anno, e ciò significava che essi non potevano essere più grandi di un anno luce: centomila volte più piccoli di una normale galassia. Gli astronomi si resero presto conto di trovarsi di fronte ad oggetti del tutto nuovi e sconosciuti: centomila volte più piccoli di una galassia ma centomila volte più luminosi. La fusione termonucleare non potrebbe mai fornire un'energia tanto elevata e nemmeno le supernovae riescono ad uguagliare tali livelli.

 

Approfondimento 3:  Un impulso impone un limite alle dimensioni dell'oggetto che lo emette  

 

Lo stesso Fred Hoyle, che da questa scoperta riceveva un duro colpo dato che sempre di più vedeva svanire l'immutabilità dell'universo prevista dallo Stato Stazionario, osservò che l'unica possibile, e conosciuta, fonte di una tale energia poteva essere il collasso gravitazionale di un oggetto estremamente massiccio. Riprendendo gli studi di Robert Oppenheimer (che aveva sostenuto, durante gli anni '30, che un corpo con sufficiente massa non poteva impedirsi di collassare in una singolarità) Hoyle affermò che se un agglomerato di gas con massa milioni di volte maggiore di quella del Sole si comprimesse per la sua stessa forza di gravità, anche senza formare una singolarità, irradierebbe una spaventosa quantità di energia, paragonabile a quella osservata per i quasar. Hoyle, tuttavia, vagheggiò riguardo al tipo di energia emessa e soprattutto alle modalità di emissione.

Dato che un oggetto simile avrebbe un campo gravitazionale estremamente intenso, lo si dovrebbe studiare con le leggi della relatività che, evidentemente, ammettono l'esistenza di singolarità. Ma se queste singolarità esistessero realmente nulla impedirebbe all'universo stesso di essere nato da una singolarità. Ecco così che il Big Bang è pronto per un nuovo ritorno: il terzo, dopo Lemaître e Gamow, stavolta ampiamente supportato da un vasto stuolo di matematici e teorici relativisti.

 

1. Il principio generale di conservazione afferma che nell'universo l'energia non può essere nè creata nè distrutta: cioè che la sua quantità totale deve rimanere invariata. Fondato su dati sperimentali, esso costituisce uno dei pilastri della fisica: se si rivelasse errato o inadeguato per le spiegazione di un qualsiasi fenomeno fisico, gli scienziati sarebbero costretti a rivedere e correggere gran parte delle più importanti teorie avanzate finora, per non parlare della grande quantità di quelle "minori". Perciò i fisici non accettarono di buon grado che si mettesse in dubbio questa legge fondamentale.

2. H. Bondi, Teorie cosmologiche rivali, Piccola Biblioteca Einaudi, 1965.

3. E' importante sottolineare la differenza fondamentale tra nulla e vuoto. I fisici intendono il vuoto come uno spazio privo di particelle e di radiazione: come si vede, ciò sottintende il concetto di spazio. I cosmologi relativisti lo differenziano fortemente dal concetto di nulla: esso è ciò che c'era prima del Big Bang. In realtà non ha senso parlare di un prima, in quanto il tempo nacque, assieme allo spazio e alle leggi della fisica, nell'esplosione iniziale. Il nulla è, con linguaggio logico, il non-universo, cioè tutto ciò che l'universo non è: non-spazio, non tempo...

La comodità di un tale concetto sta nel fatto che esso non è studiabile con le nostre leggi fisiche.

 

Il nuovo Big Bang  

 

L'universo a microonde  

Nonostante questo nuovo slancio di vitalità, il Big Bang era destinato a incontrare serie difficoltà. Ancora non aveva ricevuto spiegazione l'energia che avrebbe causato l'esplosione iniziale: se l'universo era aperto (cioè destinato a espandersi all'infinito), come indicavano i valori di alcune variabili che Gamow aveva adottato per spiegare la produzione degli elementi, rimaneva però da chiarire le velocità di recessione osservate tra le galassie, troppo elevate per la poca materia presente. Robert Dicke e altri proposero invece, per semplicità, un universo finito e oscillante, che alterna periodi di espansione a periodi di contrazione senza dover mai raggiungere necessariamente una singolarità: un universo simile sarebbe eterno, ma noi potremmo avere conoscenza solo del ciclo a cui apparteniamo, finito nello spazio e nel tempo.

Gamow aveva predetto le densità di materia ed energia che il suo universo avrebbe avuto in un qualsiasi tempo: per il presente questi valori avrebbero dovuto essere di 2 atomi per metro cubo e di 20°K (esprimendo la densità di energia come la temperatura residua dell'esplosione). Queste cifre erano appena al di sotto dei valori necessari per fermare l’espansione, ma erano stati scelti così perchè la produzione di elementi pesanti risultasse giusta. In realtà ormai era stato dimostrato che gli elementi non furono sintetizzati durante il Big Bang, perciò Dicke poté aumentare il valore della densità iniziale fino a quello necessario per chiudere l’universo. Egli sapeva che la teoria della sintesi stellare di Hoyle, Fowler e Burbridge non spiegava il 25% di elio presente nell'universo e credeva che tale abbondanza potesse essere giustificata unicamente con un Big Bang caldo; perciò sottopose ad un suo studente, P.J.E. Peebles, questo problema: dato un universo chiuso, è possibile che il Big Bang produca la quantità di elio osservata? Anche in questo modello, come in quello di Gamow, Peebles trovò che la variabile chiave era il rapporto tra energia e materia, e che la produzione di elio aumentava col diminuire del numero di fotoni per protone. Variando adeguatamente questo rapporto Peebles riuscì ad ottenere una quantità di elio in buon accordo con quella effettivamente misurata: a tale configurazione corrispondeva un rapporto di cento miliardi di fotoni per nucleo ed egli predisse che l'universo doveva essere pieno di una radiazione a radioonde alla temperatura apparente di 30°K.

Incoraggiato da Dicke, Peebles si accinse a costruire l'apparecchiatura adatta a rilevare una tale radiazione, senonchè due ricercatori dei Bell Laboratories, Arno Penzias e Robert Wilson, avevano già trovato, inconsapevolmente, ciò che egli cercava: una radiazione isotropa, cioè con la stessa intensità in qualsiasi direzione. Essa, affermavano, doveva necessariamente essere la radiazione fossile, il residuo del Big Bang, perchè la sua isotropia non poteva essere spiegata altrimenti. Tuttavia, nonostante l’iniziale entusiasmo per la scoperta, un grave inconveniente creava enormi difficoltà: la radiazione misurata da Penzias e Wilson corrispondeva ad una temperatura di circa 3°K, molto minore dei 30°K predetti da Peebles e anche dei 20°K di Gamow. L'osservazione di un fondo di radiazione a 3°K rendeva l'universo irrimediabilmente aperto, diffuso, con molto meno gravità di quella necessaria alla teoria Dicke-Peebles; oppure, in alternativa, secondo le equazioni di Peebles, si presentava un universo formato quasi completamente da elio, il che era in netta contraddizione con la realtà. Il modello ad universo chiuso era finito, almeno per il momento.

Nuovi aiuti arrivarono, ironicamente, proprio dal più forte oppositore del Big Bang: Fred Hoyle. Egli, rielaborando gli studi di Peebles, calcolò che il Big Bang avrebbe potuto produrre solo elementi leggeri (elio, deuterio, litio), ma che la loro quantità variava sensibilmente con la densità dell'universo. Se tale densità fosse risultata essere di un atomo per otto metri cubi (non troppo diversa da quella effettiva), allora le quantità si sarebbero approssimate molto a quelle osservate. In questo modo Hoyle, basandosi solo sul rapporto tra fotoni e protoni (stimandolo di 12 miliardi) e sull'unico dato osservativo della temperatura del fondo a microonde, riusciva a predire la densità della materia dell'universo e le abbondanze di tre elementi.

Iniziava così l'epoca di supremazia della teoria del Big Bang, sebbene i fenomeni in essa coinvolti non potessero essere dimostrati nè verificati. Le prove, dicevano i cosmologi, stavano nell'isotropia della radiazione (che perciò non poteva essere prodotta da nulla di localizzato) e nella predizione delle abbondanze di tre elementi leggeri. Il problema di ciò che aveva fornito energia a questa espansione (100 volte superiore a quella che la gravità può contenere) venne silenziosamente accantonato e il nuovo Big Bang diventò il modello standard.

Pian piano il Big Bang divenne un vero e proprio mito: centinaia di cosmologi teorici scrissero pagine e pagine sull'origine esplosiva del cosmo, apportando tutti lievi modifiche alla teoria fondamentale ma senza mai metterla in dubbio completamente. Tale aumento di scritti puramente speculativi fu favorito dal fatto che la cosmologia offriva il vantaggio di essere estremamente economica: in un'epoca di grandi spese per gli Stati Uniti, dovute soprattutto alla guerra del Vietnam e ai progetti Apollo, le uniche ricerche che potevano essere condotte erano quelle teoriche come, appunto, la cosmologia. Ma per tutti questi scienziati non era nemmeno concepibile che il Big Bang potesse errare, non era possibile che centinaia di cosmologi stessero buttando via il loro tempo: la disfatta del modello avrebbe distrutto la carriera di troppe persone. Tuttavia non si trovava una sola conferma alla teoria, anzi, si stavano sviluppando preoccupanti conflitti tra essa e l’osservazione. Due dei principali problemi riguardavano il fondo a microonde.

Innanzitutto il Big Bang afferma che se due zone sono lontane tra loro più della distanza che la luce ha potuto percorrere dall'inizio dell'universo, non possono influenzarsi l'una con l'altra. In tal caso numerosi oggetti distanti pochi gradi sulla sfera celeste (ma in realtà a decine di miliardi di anni luce l'uno dall'altro) giacerebbero all'esterno delle reciproche sfere di influenza. Come ha fatto il fondo di microonde, in questa situazione, ad assumere la sua isotropia? Perchè ha proprio quella temperatura?

Secondo problema: il Big Bang parte dal presupposto che la materia, durante l’esplosione primordiale, fosse perfettamente uniforme e simmetrica. Ma, dato che il nulla non avrebbe potuto perturbare in alcun modo tale omogeneità, la materia sarebbe dovuta diventare sempre più fredda e rarefatta. Come si spiegano allora le disomogeneità locali che osserviamo oggi (anche ammesso che su larga scala l'universo sia effettivamente omogeneo), cioè come sono nate le galassie e tutti gli altri addensamenti di materia? L'unico modo per rispondere a questa domanda senza rifiutare il concetto di Big Bang è accettare la presenza di piccole fluttuazioni nella simmetria dell'universo durante i primi secondi di vita: esse col tempo si sarebbero ampliate fino a diventare galassie. Ma il fondo a microonde, residuo dell'energia liberata nel Big Bang, non presenta alcuna anisotropia così rilevante da non essere confusa con gli errori sperimentali. Disomogeneità così piccole da essere al di sotto della soglia di sensibilità degli strumenti non sarebbero state sufficienti per produrre, nel tempo che si pensava fosse trascorso dalla nascita dell'universo, le strutture attuali: ci sarebbe stato bisogno di una smisurata quantità di materia per accrescere enormemente l'effetto della gravità, una quantità talmente grande da riuscire, eventualmente, a frenare l'espansione e a far chiudere, cioè collassare, l'universo.

I cosmologi decisero di chiamare W (omega) il rapporto tra la quantità di materia necessaria per chiudere l'universo e la quantità effettivamente osservata. A seconda del valore assunto da questo parametro si presentavano tre diverse configurazioni possibili: per W<1 l'universo risultava aperto, cioè l'espansione avrebbe proseguito per sempre; per W>1 l'universo sarebbe stato chiuso, cioè avrebbe raggiunto una dimensione massima, poi l'espansione si sarebbe arrestata e sarebbe iniziato un collasso; per W=1 l'universo sarebbe stato piatto, cioè in un tempo infinito avrebbe bloccato la sua espansione. L'osservazione forniva un valore di omega di circa 0,02, appena un centesimo della massa critica. L'universo sembrava essere irrimediabilmente aperto. Tuttavia i cosmologi necessitavano di quel 98% di massa mancante sia per spiegare la formazione delle galassie, sia per giustificarne i moti relativi all’interno degli ammassi (sembrava infatti che esse non potessero rimanere legate con la forza di gravità prodotta dalla sola materia osservabile: teoria poi confutata con successo da Mauri Valtonen e Gene Byrd). Questo significava che gran parte dell'universo doveva essere formato da materia oscura, cioè inosservabile, intuibile solo per i suoi effetti gravitazionali.

E’ noto che il rapporto W non è costante: se all'inizio fosse stato minore di uno, allora con il passare del tempo sarebbe diminuito, perchè sarebbe servita una quantità via via maggiore di materia per frenare l'espansione; al contrario, se fosse stato maggiore di uno, sarebbe aumentato. Il fatto che, secondo i cosmologi, oggi esso assuma un valore prossimo a quello critico significa che nell'istante del Big Bang esso differiva da 1 per una parte su 10^60: non si rendono conto che tale coincidenza scaturisce proprio dalla loro imposizione che W sia uguale a 1 e che ciò dipende da considerazioni di carattere teoretico. Dice Conrad Böhm, sostenitore del modello relativistico: «Se W fosse maggiore di 1 l'universo potrebbe finire per contrarsi sempre più velocemente per riportarsi alla fine nel mare nebbioso di incerte, e per noi del tutto insignificanti, fluttuazioni quantistiche. Molti astronomi e cosmologi trovano conforto intellettuale in questa seconda eventualità, perchè si fonda su un ciclo (il ciclo della vita, il ciclo della natura, il ciclo del giorno e della notte, tornare donde si è partiti, come Ulisse)»¹.

Nonostante le osservazioni continuassero a dare un valore di omega al massimo di 0,01 o 0,02 (circa un centesimo di quello necessario perchè la teoria fosse valida) i cosmologi si convinsero che esso doveva per forza essere uguale a 1. Conseguenza di tale atteggiamento furono (e sono tuttora) dichiarazioni come questa di John Gribbin, che afferma come reali e comprovate supposizioni teoriche assolutamente prive di fondamento: «L'universo è molto vicino ad essere perfettamente piatto, cioè si ritrova proprio sulla linea di confine tra l'eterna espansione e il ricollasso finale. Il problema della piattezza si riconduce a quello della misura della densità media dell'universo, attraverso il cosiddetto parametro di densità (W). Questo parametro è stato definito in modo che se lo spazio tempo fosse perfettamente piatto, allora sarebbe W=1. Prima che venisse proposta l'idea dell'inflazione non si riusciva a spiegare la curiosa coincidenza per cui l'attuale densità dell'universo è così incredibilmente vicina a questo valore critico, certamente entro un fattore 10. Ciò è abbastanza strano, perchè i teorici ci insegnano - calcoli alla mano - che l'espansione dell'universo dovrebbe allontanare sempre di più il parametro di densità dal valore critico. [...] Viene perciò naturale che W sia proprio uguale a 1 e che lo sia sempre stato. Un'importante implicazione di questo fatto è che ci dev'essere una grande quantità di materia oscura nell'universo»².

Le discrepanze tra teoria e osservazione mettevano ancora una volta in difficoltà il Big Bang, ma l’idea di abbandonarlo sembrava inconcepibile. Perciò, come già ha anticipato il brano di Gribbin, fu inventato un nuovo modello (il quarto): quello inflazionario.

 

L'universo inflazionario  

Dapprima i cosmologi coinvolsero nel problema i fisici delle particelle, che in quegli anni cominciavano ad indagare la struttura fine della materia. Poichè al loro universo mancava circa il 99% della massa prevista decisero che essa doveva essere invisibile, "oscura", in quanto non era mai stato possibile osservarla; ricorsero perciò al loro aiuto perchè trovassero l'universo mancante sotto forma di particelle esotiche, difficili da rilevare (ma che avessero una massa definita, per quanto piccola).

Per una strana coincidenza anche la fisica delle particelle si era lanciata in uno studio teorico della materia: si elaboravano grandi teorie matematiche al fine di arrivare alla Great Unified Theory (GUT), la teoria grandunificata, che riunisse tutta la fisica in poche leggi come Maxwell aveva fatto con l’elettromanetismo. Queste teorie derivate dalla matematica pura coinvolgevano energie infinitamente maggiori di quelle ottenibili mediante esperimenti in laboratorio, tali che si pensava fossero state possibili solo nell’istante del Big Bang. Per questo i fisici delle particelle si impegnarono al fine di trovare materia adatta ai cosmologi, tentando di dimostrare in tal modo le GUT e di arrivare alla completa comprensione del cosmo. Tale arroganza non fu nemmeno tenuta nascosta: «Forse siamo vicini alla fine della ricerca delle supreme leggi della natura» disse nel 1988 Stephen Hawking, il più in vista tra i cosmologi teorici del nostro tempo. Dieci anni dopo siamo ancora ben lontani!

Tra questi teorici quello che meglio riuscì ad interpretare i bisogni dei cosmologi e che più influì sul dibattito cosmologico fu Alan Guth. Egli sapeva che tutte le GUT assumono un campo di forza ipotetico onnipresente detto campo di Higgs. Nel 1980 si rese conto che questo campo di forza poteva fornire un'energia sufficiente non solo per il Big Bang, ma anche per un'espansione di gran lunga più rapida di quella solitamente descritta nelle precedenti teorie: un'espansione esponenziale che egli chiamò inflazione. Secondo la teoria inflazionaria l'universo sarebbe nato da una fluttuazione quantica³ del campo di Higgs e avrebbe attraversato una fase in cui avrebbe raddoppiato il proprio diametro ogni 10^-35 secondi, raggiungendo in un istante una dimensione impossibile per il vecchio Big Bang. Esaurita la fase dell'inflazione l'universo avrebbe ripreso la sua normale espansione alla velocità della luce.

L'idea di una fluttuazione quantica come possibile causa dell'inizio dell'universo era già stata proposta negli anni '70 da Edward Tryon, ma non era mai stata presa in considerazione per un semplice motivo: una quantità di materia pari a quella dell'universo odierno, compressa nelle dimensioni di un punto o poco più, sarebbe sicuramente collassata appena dopo la sua creazione sotto l'impulso della sua stessa gravità. Ora l'inflazione pareva risolvere anche questo problema perchè affermava che le quattro forze fondamentali oggi conosciute (nucleare forte, nucleare debole, elettromagnetica, di gravità) erano, al tempo del Big Bang, unite in una unica: si sarebbero separate solo qualche istante dopo l'esplosione. Perciò l'inflazione avrebbe potuto gonfiare esponenzialmente l'universo prima della separazione della gravità dalle altre forze, facendogli così raggiungere dimensioni e velocità troppo elevate per farlo collassare su se stesso.

Un particolare sembrerebbe contraddire la teoria della relatività, a cui i cosmologi del Big Bang da sempre attingono ampiamente: se la relatività impone come velocità massima quella della luce, come può l'universo inflazionato superare tale velocità tramite la sua espansione esponenziale? Ebbene questa, spiegano i cosmologi, non è affatto una contraddizione in termini. Non c'è nulla che si muova nello spazio-tempo più velocemente della luce: è lo spazio-tempo stesso che si espande e trascina con sè la materia. Anzi, proprio questa rapidissima espansione impedisce alla materia di compiere moti apprezzabili e così conserva la perfetta omogeneità del Big Bang. In questo modo si riesce finalmente a spiegare l'isotropia del fondo a microonde: dato che l'inflazione procede a velocità ben più elevata di quella della luce, le regioni un tempo a contatto tra loro, e quindi alla stessa temperatura, vengono scagliate a distanze ben più grandi di quelle percorse dalla luce dal tempo del Big Bang. L'intero universo osservabile era un tempo concentrato nella stessa regione, perciò doveva avere la stessa temperatura.

Con la sua teoria Guth offriva ai cosmologi la possibilità di svilupparne altre nuove e sempre più dettagliate (ma partendo sempre da assunti teorici e senza mai confrontare le predizioni con l'osservazione); inoltre, creava finalmente il ponte tra cosmologia e fisica delle particelle.

Le GUT avanzavano una sola predizione verificabile: il decadimento del protone. Esse attribuivano ad ogni protone una durata di 10^30 anni, un tempo enorme ma ugualmente accertabile: era sufficiente prendere una tonnellata d'acqua (che contiene all’incirca 10^30 atomi) e controllarla per un anno, al fine di rivelare un qualsiasi decadimento. Vennero così costruite gigantesche e costose apparecchiature in vecchie miniere abbandonate, per schermare l'esperimento dai raggi cosmici, e utilizzate enormi quantità d'acqua al fine di avere più probabilità di assistere all'evento. Ma non accadde nulla, nemmeno quando si corresse il valore a 10^33 anni.

Questo risultato venne tuttavia ignorato e i cosmologi proseguirono nelle proprie speculazioni, dato che i fisici riuscivano a procurare loro una gran quantità di particelle adatte a vestire i panni di "materia oscura". Per primi vennero i neutrini, particelle effettivamente esistenti che praticamente non interagiscono con la materia e perciò difficili da rilevare. Le supernovae ne producono grandi quantità, ma quando una supernova esplose nel 1987 nella Grande Nube di Magellano (una galassia satellite della Via Lattea) i rilevatori segnalarono un unico fascio di neutrini: venne così dimostrato che essi viaggiano alla velocità della luce e che, quindi, non hanno massa o ne hanno talmente poca da non poter supplire al 99% dell'universo mancante.

Perciò i cosmologi si affidarono ad altre particelle, la cui esistenza non poteva essere nè dimostrata nè, tantomeno, confutata, iniziando così a ricostruire la massa mancante. I fisici ne fornivano in grande varietà: fotini, assioni, WIMP (weakly interactive massive particles), anche se nessuna era mai stata osservata e non trovava altra gustificazione che nella GUT di qualche scienziato.

Negli ultimi anni '80 i cosmologi hanno addirittura superato in fantasia i fisici delle particelle. Ultima invenzione è quella di Stephen Hawking, che sfrutta la meccanica quantistica per affermare che lo spazio stesso crea ogni secondo circa 10^143 nuovi universi del diametro di un protone, inserendoli in altre dimensioni grazie ad un piccolo Big Bang individuale e collegandoli tra loro tramite cunicoli (whormholes) larghi appena 10^-33 cm. Analogamente agli altri, anche l’universo in cui ci troviamo sarebbe nato dalle bolle di una schiuma quantica di un altro “perpendicolare al nostro” (come Hawking ama dire). Ma questo è solo un tentativo di spiegare che cosa accadde prima del Big Bang da cui si formò il cosmo che conosciamo, in opposizione a chi sostiene un Big Bang "puro" senza nulla di precedente o a chi lo inserisce semplicemente in un nuovo mito della creazione.

Un'altra delle idee più bizzarre proposte a sostegno del Big Bang riguarda la materia mancante. Dimitri Linde, figlio del leggendario Andrei Linde, tra i più accesi sostenitori della teoria inflazionaria, afferma che potrebbe non esserci bisogno di materia oscura, pur conservando l'idea di un universo piatto, cioè con W=1. Basta pensare all'universo come ad una miriade di bolle di materia rarefatta immerse in un mare di materia superdensa: il nostro universo osservabile sarebbe una di queste bolle e al suo interno il parametro di densità avrebbe un valore inferiore a 1. La rarefazione della materia nelle bolle sarebbe compensata dall'estrema densità di quella circostante, che riporterebbe il valore del parametro a 1 senza sacrificare la piattezza dell'universo.

Il problema di tutte queste nuove teorie, che negli ultimi tempi si stanno moltiplicando incredibilmente, non sta nel fatto che esse chiamino in causa stati estremi della materia o oggetti peculiari, nè nella loro complessità. Anche la teoria della relatività di Einstein, quando venne proposta, scandalizzò l'ambiente scientifico, sia per la sua rottura con la concezione passata dello spazio e del tempo, ritenuti fino ad allora enti assoluti, non modificabili, sia per la sua estrema complessità, ma fu ugualmente accettata perchè poteva avanzare previsioni esatte. Ciò per cui esse non possono ritenersi valide è che nulla di quello che ipotizzano trova riscontro nella realtà, nemmeno per quanto riguarda le loro ipotesi di partenza. Esse sono per lo più affascinanti descrizioni di mondi ipotetici che poco hanno a che fare con quello in cui viviamo: leggendo libri come "Dal Big Bang ai buchi neri" o "Buchi neri ed universi neonati" di Stephen Hawking non riusciamo a trovare obiettivamente molta differenza tra queste teorie e un’opera di fantascienza.

 

I sistemi di superammasso  

Nonostante l'ostinazione dei cosmologi il Big Bang continua a ricevere colpi mortali: persino con la materia oscura si fatica a trovare un accordo tra le presunte leggerissime anisotropie del fondo di radiazione e le disomogeneità odierne. Se già la teoria era in difficoltà di fronte alle galassie e, ancor più, di fronte alle grandi strutture degli ammassi di galassie, è facile capire lo smarrimento dei cosmologi davanti alla scoperta dei sistemi di superammasso effettuata da Brent Tully.

Insieme al collega J.R. Fisher egli costruì, grazie a nuove tecniche di misurazione delle distanze, una mappa delle galassie vicine, evidenziandone la distribuzione nelle tre dimensioni spaziali: esse risultarono raggruppate in filamenti, che sembrarono estendersi ben al di là delle distanze indagate dai due ricercatori. Così Tully decise di estendere le ricerche oltre questi limiti, utilizzando stavolta non più galassie individuali ma ammassi di galassie. Questa ricerca (1987) evidenziò che gli ammassi non erano sparsi a caso nello spazio ma riuniti in lunghe strutture filamentose, che egli definì, appunto, sistemi di superammasso (supercluster complexes).

I superammassi sono semplicemente troppo grandi per il Big Bang. Dalle stime di Tully la massima velocità relativa tra le galassie risultava essere di un migliaio di chilometri al secondo: a quella velocità tali sistemi avrebbero impiegato per formarsi almeno 80 miliardi di anni, cioè il quadruplo dell'età assunta dalla teoria ufficiale.

La disposizione ordinata dei superammassi non permetteva di affermare che essi fossero frutto del caso, né si poteva sostenere che le misurazioni effettuate da Tully fossero affette da errori tanto macroscopici. I suoi risultati sono poi stati confermati da misurazioni condotte indipendentemente da Margaret J. Geller e John P. Huchra, che dal 1990 hanno cartografato galassie entro 600 milioni di anni luce dalla Terra. Un’altra équipe di osservatori americani, inglesi e ungheresi (tra cui David Koo del Lick Observatory e T.J. Broadhurts dell'Università di Durham, Inghilterra) ha recentemente scandagliato il cielo per una profondità di oltre sette miliardi di anni luce, riscontrando le stesse distribuzioni (figura 2) e trovando velocità reciproche tra le galassie di circa 500 km/s: a questa velocità tali strutture avrebbero impiegato circa 150 miliardi di anni di tempo per formarsi, una misura proprio non confrontabile con quella prevista dal Big Bang.

 

 

Per rimediare a tale inconveniente, alcuni cosmologi hanno proposto di recente una teoria, detta biased galaxy formation («formazione galattica falsata», o «formazione galattica a falso vuoto»): essa presuppone che la materia sia sparsa in tutto l'universo in modo omogeneo tranne che in alcune zone in cui la densità raggiunge livelli del 25% più alti che nel resto del cosmo. Qui si formerebbero le galassie, rendendo visibile la materia sotto forma di stelle, mentre gli spazi meno densi conterrebbero materia ordinaria, invisibile in quanto non condensata (non è la presunta materia oscura) ma ugualmente attiva dal punto di vista gravitazionale. Questa teoria è puramente ad hoc, ma ormai un tale metodo non stupisce più: ciò che ne dimostra l’erroneità è, ancora una volta, l'osservazione. Infatti l'astronomo E. Shaya, della Columbia University, nel 1989 effettuò un controllo dei legami gravitazionali e dei moti delle galassie all'interno dei sistemi di superammasso delineati da Tully e trovò che essi erano perfettamente spiegabili con la massa che poteva essere rivelata dalla semplice osservazione, senza bisogno di alcuna materia opaca. Calcolò quindi che la densità media dell'universo da lui osservato era di un atomo ogni 10 metri cubi. Una delle predizioni giuste del Big Bang è la produzione, circa nelle quantità effettivamente osservate, di elio, deuterio e litio. Questa produzione, secondo la teoria, avviene nelle giuste proporzioni solo con una densità di un atomo ogni 10 metri cubi, proprio il valore riscontrato da Shaya: per produrre materia ordinaria al fine di riempire i vuoti intergalattici di materia opaca (come vorrebbe la teoria della «biased galaxy formation»)si dovrebbe variare sensibilmente la densità presunta dell'universo, ottenendo una quantità errata di elementi leggeri. Perciò il dibattito interno al modello standard stesso ha considerato errato, e quindi ha superato, questo nuovo tentativo di correzione della teoria. Un'altra proposta è quella avanzata da Jeremiah Ostriker, dell'università di Princeton, e da altri cosmologi, che tentano di aiutare il Big Bang ipotizzando l'esistenza di supercorde: oggetti infinitamente densi ed infinitamente sottili che si estenderebbero da un capo all'altro dell'universo osservabile. Una corda cosmica, grazie alla sua straordinaria densità potrebbe attrarre materia da una distanza enorme, formando i lunghi nastri dei superammassi. Sfortunatamente nemmeno le supercorde riuscirebbero a formare questi sistemi in un tempo compatibile con i 20 miliardi di anni predetti dal Big Bang. E hanno un altro inconveniente: non c'è alcuna prova che esistano se non nei calcoli teorici di chi le ha inventate.

Riassumiamo brevemente la teoria del Big Bang nella sua elaborazione finale. Da una fluttuazione quantica del nulla si crea un minuscolo globo di materia, che viene gonfiato esponenzialmente per una frazione di secondo. Terminata la fase inflattiva l'espansione riprende normalmente alla velocità della luce e vengono creati gli elementi più leggeri (idrogeno, elio, deuterio, litio); nel frattempo l'altissima densità di materia fa sì che minuscole disomogeneità venutesi a formare durante l'esplosione vengano amplificate fino a creare le galassie che noi conosciamo.

Ricordiamo quindi anche i pregi e i difetti del modello. Esso predice l’abbondanza di elementi leggeri effettivamente osservata, ma non è possibile accordare contemporaneamente le tre quantità previste di elio, deuterio e litio con quelle realmente riscontrate; afferma che l'universo è perfettamente piatto, cioè che ha abbastanza materia per fermare la propria espansione, ma che solo l’1% di esso è osservabile, fatto non dimostrabile. L'esplosione che ha creato il Big Bang ci lascia la prova di sè tramite la radiazione fossile, cioè quella radiazione di microonde presente in tutto l'universo in maniera uguale: la sua isotropia è spiegata con successo dall'inflazione (anche se nessuno sa spiegare l'inflazione). Pur affermando la perfetta isotropia della radiazione fossile la teoria necessita di alcune sue piccole disomogeneità o fluttuazioni per giustificare la formazione dei sistemi di galassie, ammassi e superammassi, mentre nessuna anisotropia è stata rilevata nel fondo a microonde, nemmeno dal più sofisticato satellite progettato a questo scopo: il Cosmic Background Explorer Satellite (COBE), operativo dal 1992.

Durante i molti anni trascorsi dal primo modello dell'atomo primevo di Lemaître fino ad oggi sono state proposte alcune teorie alternative al Big Bang, ma esse in genere sono state ignorate o confutate a favore di un modello standard pieno di problemi. Ho citato l'esempio della più importante tra le cosmologie alternative passate, sia per l'autorevolezza dei suoi ideatori, sia per la serietà della proposta: lo Stato Stazionario di Fred Hoyle e dei suoi collaboratori.

Anche se oggi la teoria del Big Bang regna praticamente incontrastata nell'ambiente della cosmologia, sembra che qualcosa stia finalmente cambiando. Nonostante il fatto che, per ora, qualsiasi teoria cosmologica, per essere presa in esame, sembri non poter prescindere dal Big Bang e dal modello inflazionario, sta infatti nascendo un nuovo dibattito che vede coinvolti grandi fisici quali Hannes Alfvén, circa la possibilità di costruire una cosmologia alternativa al Big Bang operando sulla fisica del plasma.

Perciò ora esporrò la cosmologia del plasma non certo con il fine supremo di spiegare il cosmo (come pretendono i cosmologi ufficiali) ma, più modestamente, per dimostrare che non siamo affatto vicini alla meta, che non siamo certi delle nostre conoscenze e che manca ancora molto prima di arrivare ad una Grande Teoria del Tutto, se questo sarà mai possibile.

 

1. Conrad Böhm, Bagliori sulla materia oscura, tratto da L’astronomia n°174, marzo 1997.

2. John Gribbin, Inflazione ad usum Delphini, tratto da L’astronomia n°177, giugno 1997.

3. Occorre spiegare cosa i fisici intendono per fluttuazione quantica. Il principio di indeterminazione di Heisenberg, uno dei più importanti di tutta la meccanica quantistica, consente la creazione dal nulla di bolle di energia sotto forma di coppie di particelle e relative antiparticelle (come la coppia elettrone-positrone), a condizione che esse scompaiano in un tempo brevissimo, inversamente proporzionale alla loro energia. La fisica ci insegna che l'energia del campo gravitazionale è negativa, mentre quella racchiusa nella materia è positiva: se l'universo fosse perfettamente piatto allora i due valori di energia (gravitazionale e della materia) sarebbero identici in valore assoluto, ma la loro somma algebrica risulterebbe nulla. L'universo sarebbe una sorta di bolla con energia totale uguale a zero e perciò le leggi della fisica quantistica gli permetterebbero di durare in eterno.

 

La cosmologia del plasma  

Secondo Alfvén e i suoi colleghi l'universo deve essere spiegabile con leggi fisiche immutabili e deve poter essere studiato partendo da esperienze di laboratorio: l'esperimento dovrebbe costituire un modello in miniatura del fenomeno studiato. I fisici del plasma che si impegnano in questa nuova ricerca cosmologica contrastano apertamente il sapere ufficiale e propugnano un ritorno alle origini della scienza: una ricerca sperimentale, osservativa e libera dalle influenze della filosofia teoretica.

L'universo del plasma è un universo finito ed eterno, in cui agiscono tutte le forze che noi conosciamo. Anche se i cosmologi relativisti partono dall'assunto che il cosmo è dominato dalla forza di gravità, noi sappiamo che in natura esistono quattro forze fondamentali e che quella di gravità è la più debole di tutte. A essa i fisici del plasma affiancano, e spesso sostituiscono, la forza elettromagnetica che, dicono, ha modellato l'universo facendogli assumere le forme attuali.

Già alla fine dell'Ottocento si sapeva che un gas estremamente rarefatto e ionizzato (cioè formato da nuclei atomici privi di elettroni ed elettroni liberi) può portare corrente, comportandosi come un conduttore. Negli anni '20 di questo secolo il chimico americano Irving Langmuir intraprese uno studio sistematico di questi gas, dando loro il nome di plasma.

La prima applicazione degli studi sull'elettromagnetismo alla ricerca astronomica si deve al norvegese Kristian Birkeland, che a partire dal 1895 studiò le aurore boreali. Egli notò una straordinaria somiglianza tra questo grandioso fenomeno naturale e i raggi catodici, ampiamente studiati da scienziati quali Crooks, Perrin e Thomson, e ipotizzò che esso fosse causato dall'interazione di enormi fasci di elettroni provenienti dal Sole con l'atmosfera terrestre. Per dimostrarlo sparò un fascio di raggi catodici contro una sfera magnetizzata e ricoperta da una vernice fluorescente: la sfera si illuminava alle stesse latitudini in cui, nell'atmosfera terrestre, si verificano effettivamente le aurore polari.

Il successo riscosso da Birkeland non ebbe però lunga durata: dopo la sua morte il metodo sperimentale che aveva propugnato fu completamente oscurato da quello teorico dell'inglese Sidney Chapman. Questi, accogliendo la nuova tendenza, tipica degli anni ’20, a considerare la conoscenza come pura deduzione, eliminò tutte le correnti e i campi magnetici che pervadevano lo spazio di Birkeland e utilizzò equazioni semplici e perfettamente simmetriche, senza mai confrontarle con l'osservazione. Anche se non portò ad alcuna importante scoperta, la teoria di Chapman perdurò per anni, finchè i dati forniti dalle sonde spaziali non ne dimostrarono l'erroneità.

Il vero fondatore della fisica del plasma è sicuramente Hannes Alfvén. Nato in Svezia nel 1908 e laureato all'università di Uppsala, si interessò dapprima alla fisica nucleare (che all'inizio degli anni ’30 attraversava un periodo di vivace sviluppo), ma già prima del 1934, anno di conseguimento del suo dottorato, si era allontanato da questo campo per occuparsi dei raggi cosmici. In quegli anni Lemaître avanzava la sua teoria dell'atomo primevo e interpretava questa radiazione come prodotto delle sue ripetute fissioni, anche se veniva duramente contestato da chi, come Millikan, la considerava come i risultati delle reazioni nucleari all'interno delle stelle. Alfvén propose una propria interpretazione e ipotizzò che essa fosse dovuta allo scontro tra particelle subatomiche e granelli di polvere interstellare: l'enorme differenza di massa avrebbe fornito alle particelle le altissime energie riscontrate. Nonostante fosse errata (gli scontri previsti da Alfvén sono troppo rari per essere la sola fonte dei raggi cosmici), questa teoria valse a distoglierlo definitivamente dai suoi precedenti interessi e a indirizzarlo agli studi di elettromagnetismo. In particolare si avvicinò alla neonata ricerca sul plasma e, riprendendo l'opera di Birkeland, affermò che tutto l'universo deve essere pervaso da particelle cariche in movimento.

Innanzitutto tentò di dare una nuova spiegazione ai raggi cosmici: applicando ad essi le conoscenze di elettromagnetismo, affermò che la loro isotropia è causata dalle deflessioni che i campi magnetici stellari provocano sulle loro traiettorie. Questa nuova ipotesi fu completamente ignorata dai fisici, troppo condizionati dall'universo di Chapman, ma oggi, sessanta anni dopo, è generalmente accettata. Chiarito il "mistero" della radiazione cosmica, Alfvén riprese e corresse gli studi di Birkeland per creare una nuova e più solida spiegazione delle aurore polari. Secondo la sua teoria la natura vorticosa delle macchie solari produceva intense correnti elettriche: esse avrebbero accelerato il plasma e lo avrebbero spinto verso la Terra, dove sarebbe stato intrappolato dal campo magnetico e convogliato ai poli.

Alfvén iniziò così un approfondito studio di molti fenomeni ancora inspiegati, ogni volta seguendo un suo caratteristico metodo che gli valse sempre la sfiducia degli altri fisici. Partendo da esperienze di laboratorio ne estrapolava teorie puramente qualitative, che spiegassero solo la dinamica di un certo fenomeno; soltanto in seguito, se il modello risultava soddisfacente, ne elaborava la teoria matematica. Per questa eterodossia rispetto al metodo comunemente usato dai fisici le sue idee vennero generalmente ignorate dalla comunità scientifica e accettate unicamente quando l'evidenza osservativa non permetteva di fare altrimenti.

Dallo studio dei fenomeni riguardanti l'atmosfera terrestre e il Sole Alfvén passò a quello del sistema solare nel suo complesso, compiendo così il primo di quei salti successivi che lo avrebbero portato allo studio della cosmologia. Se il sistema solare si fosse formato da una nube di gas in contrazione gravitazionale esso avrebbe dovuto conservare il proprio momento angolare¹ e il Sole oggi dovrebbe ruotare con un periodo pari a 0,2 giorni terrestri. Invece le osservazioni dimostrano che esso impiega circa 25 giorni e che la maggior parte del momento angolare è stata trasferita ai due pianeti più grandi, Giove e Saturno: dal centro alla periferia della nebulosa primordiale. Alfvén, utilizzando fenomeni conosciuti in laboratorio, elaborò una propria teoria cosmogonica²: la nebulosa si sarebbe raggrumata a formare il Sole e i pianeti non per gravitazione, bensì per fenomeni elettromagnetici che avrebbero coinvolto il plasma di cui era formata. In tal modo egli riusciva a spiegare anche il trasferimento di momento angolare.

Gli orizzonti della fisica del plasma si allargarono sensibilmente grazie alle ricerche belliche svolte durante la seconda guerra mondiale. Spesso era capitato che piccoli meteoriti venissero confusi dai radar con missili nemici: Alfvén e il giovane fisico Nicolai Herlofson spiegarono che tale effetto era causato alla risonanza del plasma che i meteoriti (troppo piccoli per generare un proprio segnale radio) producevano allorchè entravano nell'atmosfera terrestre. Alfvén ne trasse quindi la conclusione più semplice e diretta: le onde radio captate dai radiotelescopi dovevano essere prodotte da plasma di lontane galassie. Inoltre numerosi scienziati impiegati per le ricerche sulla bomba atomica erano ansiosi di applicare le proprie conoscenze a fini pacifici e per questo intrapresero studi approfonditi e rigorosi sul plasma di fusione.

Alfvén ebbe un ruolo cruciale nello sviluppo della ricerca, non solo per le sue rivoluzionarie teorie e per le scoperte realizzate, ma anche per la sua importanza di precursore e iniziatore di un nuovo metodo: egli, convinto della superiorità dell'esperimento su qualunque teoria astratta, ricavò dalle equazioni dell'elettromagnetismo di Maxwell le cosiddette leggi di scala. Nel suo libro "Cosmic Electrodynamics", più volte rivisto e aggiornato, spiegò che qualunque processo fisico può essere riprodotto in scala diversa da quella originaria seguendo certe regole: alcune variabili devono essere mutate in proporzione alla scala adottata, mentre altre rimangono invariate. Ad esempio il tempo è una quantità scalare, in quanto la durata di un fenomeno dipende dalla sua entità (se un processo è un milione di volte inferiore impiega un tempo un milione di volte inferiore); al contrario le velocità e le resistenze rimangono uguali. Utilizzando queste semplici regole i fisici potevano finalmente elaborare esperimenti di laboratorio per poi confrontarli con l'osservazione diretta.

Nel suo libro Alfvén sottolineò inoltre l'importanza, su scala cosmica, dei fenomeni di strizione del plasma. Già prima delle sue ricerche i fisici avevano notato che un plasma attraversato da corrente si frammenta in filamenti: essi sono minuscoli vortici che serpeggiano nel gas trasportando elettricità e sono prodotti da un fenomeno conosciuto come effetto di strizione. E' noto dall'elettromagnetismo che un filo rettilineo percorso da corrente crea attorno a sè un campo magnetico che attrae altre correnti che fluiscono nella stessa direzione. Così i minuscoli fili nel plasma tendono a strizzarsi assieme e ad attorcigliarsi, formando una "corda". Quasi ogni plasma genera inomogeneità causate dal moto degli ioni di cui è costituito: Alfvén ipotizzò che tale fenomeno fosse alla base di molti processi cosmici.

Egli era riuscito a capire i processi che portano alla compressione dell'energia nello spazio, costringendola a condensarsi in minuscoli filamenti; ma come poteva essa condensarsi anche nel tempo, cioè essere liberata improvvisamente, come accade durante i brillamenti solari? Ancora una volta la risposta fu trovata non nella teoria ma nell'esperienza e nella ricerca tecnologica. Nelle centrali idroelettriche svedesi i raddrizzatori di corrente (che contenevano vapori di mercurio a bassa pressione, cioè plasma) spesso esplodevano causando gravi danni. Alfvén e altri suoi colleghi vennero consultati per risolvere il problema e capirono che le esplosioni si verificavano perchè la pressione dei raddrizzatori era troppo bassa. Quando questi venivano attraversati da una corrente troppo intensa gli ioni presenti nel gas si separavano in due strati, lasciando uno spazio vuoto nel mezzo: in quel momento la corrente cessava di circolare e si accumulava in quantità tale da far esplodere il plasma. Questo fenomeno, che è noto come doppi strati esplodenti, è in grado di liberare in un tempo brevissimo tutta l'energia racchiusa nel circuito che li genera. Ispirandosi ad esso i due fisici Carl Jacobsen e Per Carlqvist elaborarono un nuovo modello per i flares e le protuberanze solari: si trattava di una conseguenza di doppi strati esplodenti generati sulla superficie del Sole in seguito all'accumulo di energia da parte dei filamenti vorticosi del plasma solare.

Entro la metà degli anni '60 Alfvén e i suoi colleghi avevano fornito un solido quadro concettuale dei processi del plasma nel sistema solare. Sebbene il modello, nel suo sviluppo generale, coincidesse con l'esperienza di laboratorio e con l'osservazione del cosmo, ancora necessitava di leggi ed equazioni eleganti. Esse furono elaborate nella teoria MHD (magnetofluidodinamica), con cui si tentò di dare rigore matematico alle leggi dell'elettromagnetismo che governavano i filamenti di plasma. Tale teoria si rivelò ben presto errata e uno dei suoi più convinti contestatori fu lo stesso Alfvén, che tanto aveva fatto per elaborarla. Essa affermava che il plasma è un perfetto conduttore, cosa palesemente contraddetta dalla realtà: se così fosse non potrebbe frazionarsi in vortici e filamenti e dar luogo a disomogeneità. Nonostante le sue proteste la teoria MHD fu favorevolmente accolta dall'ambiente scientifico, soprattutto per i risultati positivi a cui aveva condotto nella ricerca sulla fusione nucleare (gli studi di magnetofluidodinamica portarono alla realizzazione del prototipo di reattore Tokamak). Questa fu l'unica teoria di Alfvén ad essere accettata subito dopo la sua pubblicazione e, ironia della sorte, venne celebrata proprio per ciò che egli aveva ritenuto di minore importanza: la perfezione e la bellezza matematica. Così, mentre Alfvén si trovava a dover combattere contro il proprio fantasma, la comunità scientifica gli dava quelle onorificenze che gli aveva rifiutato per tanti anni, riconoscendogli un merito inesistente e assegnandogli il Nobel nel 1970. Egli fu probabilmente l'unico scienziato che durante il discorso di ringraziamento contestò il lavoro per cui veniva premiato.

Nel 1967 le sonde spaziali fornirono una serie di dati che suffragarono tutte le teorie di Alfvén riguardanti il movimento di plasma nel sistema solare: il cosmo appariva finalmente mutevole, dinamico e disomogeneo. Le osservazioni confermarono inoltre la teoria sulla formazione delle aurore polari: l'universo di Chapman era finito.

Alfvén però si era già spostato su una scala ben più grande del sistema solare: egli riteneva quei problemi risolti da tempo ed era passato a esaminare la galassia. Qualche anno prima Heideki Yoshikawa era riuscito ad elaborare una teoria matematica appropriata per spiegare i fenomeni di strizione: Alfvén e Gustaf Arrhenius l'avevano utilizzata per realizzare un modello cosmogonico esauriente ed accurato. Ora si servirono proprio di tale modello per spingersi oltre: se stelle e pianeti possono formarsi da una nube di plasma e dai suoi vortici filamentosi, non potrebbero interi sistemi stellari formarsi da una enorme nube di plasma? Il processo risulta identico a quello di formazione planetaria, ma su scala immensamente più grande: la nube protogalattica si frammenta in nubi più piccole che, secondo il processo già descritto, formano nuovi sistemi stellari. La strizione inizia un fenomeno di frammentazione molto ampio, portato poi a termine dalla forza di gravità. La galassia, ruotando entro un campo magnetico di fondo, si comporta come un generatore a disco di Faraday e produce campi elettrici estremamenta intensi: le correnti che ne risultano escono lungo l'asse galattico trascinando con sè il plasma, a volte dando luogo a doppi strati esplodenti e a violenti scoppi. Era ciò che da dieci anni i radioastronomi potevano vedere nelle galassie lontane.

Questo fu solo l'inizio di una lunga lotta tra deduzione e sperimentazione che Alfvén combattè tenacemente. Ormai il sistema solare era stato spiegato per mezzo dei plasmi filamentosi: si preparava a fornire un analogo modello per il cosmo intero, muovendo guerra al Big Bang.

 

La sfida al Big Bang  

Alfvén era stato scettico nei confronti del Big Bang sin da quando ne aveva sentito parlare per la prima volta nel 1939, allorchè Lemaître aveva partecipato ad un convegno di fisici a Stoccolma. Quel modello gli sembrava un tentativo di riconciliare la dottrina ecclesiastica della creazione ex nihilo alla scienza. Il suo scetticismo era aggravato dalla diversità tra il metodo da lui sostenuto, induttivo e sperimentale, e quello teorico-matematico di Lemaître. Inoltre, già allora Alfvén era impegnato nella ricerca dei raggi cosmici, fondamentali per il modello di Lemaître, e riteneva di riuscire a spiegarli con semplici interazioni tra particelle cariche e campi magnetici, senza dover ricorrere ad alcun atomo primevo. Tuttavia, nonostante quel suo primo confronto con la fisica relativistica, Alfvén si interessò alla cosmologia solo dopo vent'anni, nel 1961. In quel periodo il Big Bang di Gamow era entrato in crisi in seguito alle pubblicazioni di Hoyle, Fowler e Burbridge; lo Stato Stazionario, analogamente, riceveva duri colpi dalla radioastronomia.

Alfvén, rielaborando il lavoro di Oskar Klein, suo maestro, si intromise nella disputa e propose una terza alternativa, cercando di risolvere il problema dell'espansione dell'universo utilizzando l'antimateria³. Essa ha costituito un grande problema per tutta la cosmologia: se la materia e l'antimateria devono essere prodotte insieme, dove è tutta l'antimateria mancante? Perchè il mondo che conosciamo è fatto di materia normale? Sulla Terra essa non potrebbe esistere, perchè appena prodotta verrebbe immediatamente annichilita. Ma nulla esclude che nello spazio esistano giacenze di antimateria e che questa costituisca oggetti celesti noti quali le stelle o altri pianeti, dato che le sue caratteristiche sono analoghe a quelle della materia comune. D'altro canto, non vi è nessuna prova che essa effettivamente sia presente altrove, anche se, in tal caso, non si saprebbe spiegarne la mancanza.

Klein spiegò che l'espansione dell'universo può essere causata da scontri tra materia e antimateria: essi sarebbero rari in condizioni normali per l'estrema rarefazione dell'universo ma, in seguito a particolari fenomeni (ad esempio il collasso gravitazionale), potrebbero avvenire e produrre enormi quantità di energia in grado di far allontanare le strutture circostanti. L'idea, per quanto affascinante, presentava un problema di fondo: come poteva l'universo tenere la materia e l'antimateria così ben separate da riuscire a non annichilire?

Alfvén e Klein tentarono di risolvere il problema utilizzando i meccanismi noti del plasma. In una nube di plasma tutte le particelle hanno all'incirca la stessa energia cinetica; se essa inizia a contrarsi gravitazionalmente, le particelle più pesanti (che si muovono più lentamente) cominciano a precipitare verso il centro. Solitamente, però, in una nube di sola materia, i protoni e gli elettroni non possono essere separati a causa delle forze di tipo elettrostatico che li legano. Se la nube in contrazione fosse formata contemporaneamente da antimateria e materia ordinaria, invece, le particelle pesanti (protoni e antiprotoni) annullerebbero in sè le forze elettrostatiche e perciò potrebbero separarsi dagli elettroni e dai positroni. Inoltre, se il plasma fosse immerso in un campo magnetico, all'interno delle due nubi di ioni pesanti e leggeri si creerebbero correnti elettriche che farebbero fluire le particelle in verso opposto rispetto alle antiparticelle. In tal modo si formerebbero due addensamenti diversi, uno di materia e l'altro di antimateria. Anche se essi si scontrassero non si annichilirebbero completamente: si formerebbe uno strato intermedio di plasma caldo a bassa densità che spingerebbe le nubi a separarsi di nuovo. Il procedimento è analogo a quello dello strato di vapore (strato di Leidenfrost) che tiene sospesa una goccia d'acqua su una superficie calda e le consente di slittare quasi senza attrito. In questo modo nubi di tipo opposto si respingono mentre nubi dello stesso tipo si attraggono formando masse crescenti di materia ordinaria o di antimateria.

Se l'universo si contraesse, supposero Alfvén e Klein, le velocità delle nubi aumenterebbero fino al punto di permettere di superare gli strati di Leidenfrost: se raggiungesse una dimensione di cento milioni di anni luce le collisioni tra le nubi diverrebbero così violente da provocare un'esplosione enorme; la materia superstite all'annichilazione verrebbe scagliata all'esterno dando luogo all'espansione di Hubble. Così, nella teoria di Alfvén e Klein, solo la piccola parte di universo visibile ha subìto un'esplosione: l'universo non deve essere necessariamente finito, nè tantomeno c'è bisogno della creazione.

Si veniva delineando, in questo modo, un'audace alternativa al Big Bang e allo Stato Stabile, anche se per ora era solo un abbozzo. Vi era un balzo enorme dalla fisica di laboratorio a quella descritta dalla teoria: ancora oggi l'antimateria è prodotta negli acceleratori in così piccole quantità che è impossibile dimostrare la teoria dell'ambiplasma, come lo stesso Alfvén la definì. La teoria proposta dai due colleghi fu brevemente ascoltata negli anni di crisi dei due modelli principali, ma venne di nuovo ignorata quando il Big Bang rinacque nella sua versione a microonde: l'ipotesi di Alfvén, per quanto esaustiva, appariva più astratta di quella a cui si opponeva.

Verso la fine degli anni '70, tuttavia, il Big Bang pareva ancora una volta irrimediabilmente in crisi: c'era troppo poca materia per permettere, in tempi così brevi come quelli previsti, la formazione degli ammassi di galassie che conosciamo. Alfvén, intanto, aveva nuovamente rivolto la sua attenzione alla cosmologia. Nei venti anni trascorsi aveva esteso le sue teorie del plasma dalla Terra alla Galassia e adesso era pronto per il "triplice balzo cosmico": dalla spiegazione dei fenomeni di laboratorio a quella della magnetosfera terrestre, della galassia, dell'intero universo osservabile.

Egli indirizzò il suo primo attacco verso il punto più debole della cosmologia convenzionale: la disomogeneità dell'universo. Per far ciò si valse dell'opera di Gerard De Vaucouleur. Questi, basandosi su osservazioni proprie e altrui, nel 1970 aveva dimostrato che la densità di un oggetto celeste in genere diminuisce come il quadrato delle sue dimensioni: un oggetto dieci volte più grande di un altro è, di solito, cento volte meno denso. Se il valore del parametro omega fosse stato misurato tenendo conto di questa considerazione, avrebbe assunto un valore pari a un millesimo di quello attuale, creando problemi enormi per i relativisti. De Vaucouleur era arrivato addirittura a dimostrare l'inesistenza della materia oscura: egli aveva elaborato i propri dati, trovando che la velocità di fuga di un qualsiasi sistema celeste (cioè la minima velocità che un oggetto interno a esso deve avere per sfuggire alla sua attrazione gravitazionale) non superava i 1000-2000 km/s. Se fosse esistita materia oscura nella quantità predetta dai cosmologi le galassie si sarebbero mosse con velocità superiori al limite imposto da De Vaucouleur e gli ammassi si sarebbero rapidamente disgregati.

Nel 1977 Alfvén e Klein proposero una nuova edizione del modello dell'ambiplasma compendiandola con i risultati di De Vaucouleur: essi avevano notato che la gerarchia delle entità si adattava perfettamente alla loro idea che solo l'universo visibile partecipasse all'espansione di Hubble. Esso sarebbe perciò uno degli oggetti gerarchici di De Vaucouleur e Alfvén lo chiamò metagalassia. Come nella precedente versione la metagalassia si contraeva gravitazionalmente fino a permettere il superamento degli strati di Leidenfrost e l'annichilazione fra materia e antimateria: l'esplosione che ne derivava la squarciava in frammenti che seguivano ognuno un'evoluzione analoga, dividendosi in superammassi, ammassi, galassie e, infine, stelle. Conscio dell'estrema somiglianza della sua teoria con quella di Lemaître, Alfvén la definì ironicamente "modello pirotecnico".

In che modo Alfvén e Klein sfruttarono il limite di De Vaucouleur (circa 1000 km/s)? Consideriamo, ad esempio, un protoammasso. Essi affermarono che se la materia interna ad esso ha una velocità inferiore a 1000 km/s, allora gli strati di Leidenfrost vengono conservati. Se invece il collasso gravitazionale fa accelerare troppo i moti interni all'ammasso la materia e l'antimateria riescono a scontrarsi e lo fanno esplodere: in tal modo si formano frammenti più piccoli che rispettano il limite di De Vaucouleur. Pertanto, si spiega come ogni oggetto ancora esistente abbia velocità di fuga inferiore a quella critica.

Inoltre un'esplosione come quella causata dall'ambiplasma chiarisce perchè la velocità di recessione delle galassie non appare la stessa a uguali distanze ma oscilla entro un'incertezza del 10%: evidentemente l'universo al tempo dell'inizio dell'espansione non aveva dimensioni nulle ma semplicemente pari al 10% di quelle attuali.

Vi è un punto cruciale della cosmologia di Alfvén che ha dato luogo a un aspro dibattito e che rimane tuttora un problema aperto: esistono, nell'universo, quantità di antimateria grandi come quelle da lui ipotizzate? Fino alla metà degli anni '70 non vi era alcuna prova a favore, ma nel 1976 Carlqvist e Bertil Laurent affermarono di aver trovato delle conferme. Essi avevano calcolato che la radiazione luminosa prodotta dalle stelle, interagendo con le particelle accelerate dall'annichilazione materia-antimateria, assorbirebbe un'energia tale da trasformarsi in raggi X. Un fondo cosmico di raggi X, simile a quello a microonde, era già stato osservato da tempo dagli astronomi; Carlqvist e Laurent calcolarono che esso si accordava in modo eccellente con lo spettro che verrebbe prodotto dagli elettroni e positroni accelerati. Questo spettro richiederebbe una densità di un elettrone o positrone per ogni 1000 metri cubi di spazio: esattamente la stessa quantità necessaria alla teoria di Alfvén per giustificare l'energia dell'espansione di Hubble.

Il modello ad ambiplasma venne fortemente criticato dai cosmologi del Big Bang. In particolare essi sostenevano che gli scontri tra materia e antimateria farebbero in tempo a produrre un'immensa quantità di radiazione elettromagnetica ad alta energia (raggi gamma) prima della formazione degli strati di Leidenfrost. Questo eccesso di raggi gamma, però, non era mai stato trovato. Un ricercatore dell'università di San Diego, William Thompson, fortemente scettico riguardo all'ipotesi "pirotecnica", volle calcolare il tempo di formazione degli strati al fine di confutarla. Arrivò invece alla conclusione che essi si formerebbero in appena pochi anni, un periodo insignificante rispetto alla scala dei tempi cosmici e comunque troppo breve per produrre quantità rilevanti di raggi gamma: il plasma in ciascuna delle due galassie verrebbe arrestato da uno strato di Leidenfrost e rimbalzerebbe via nello spazio. Thompson dovette ammettere che non vi era nessuna evidenza che contraddicesse l'esistenza dell'antimateria. La teoria cosmologica dell'ambiplasma non poteva però ritenersi risolutiva, nè vicina alla meta: se era vero che nulla ne dimostrava l'erroneità, era altrettanto vero che non vi erano nemmeno prove a favore.

Entro la fine degli anni '70 la comunità astronomica aveva riconosciuto i meriti di Alfvén solo riguardo alla ricerca sul sistema solare. La sua teoria sulla formazione galattica non veniva nemmeno discussa: si può ben immaginare quanto poco potesse essere considerata la sua ipotesi cosmologica.

  

Le galassie di Peratt e la nuova cosmologia  

Un primo passo per il completamento del secondo dei tre balzi cosmici, che Alfvén aveva solo iniziato, fu compiuto con gli studi di Anthony Peratt. Egli era stato studente di Alfvén e aveva aiutato lui e Arrhenius nella elaborazione della loro ipotesi cosmogonica. Nel 1979, lavorando presso i Laboratori Maxwell per la Difesa aerospaziale, sperimentò il dispositivo Blackjack V, all'epoca il più grande generatore di potenza a impulsi del mondo: era capace di scaricare in un solo istante 10^12 watt, cinque volte più dell'intera capacità produttiva mondiale. Il Blackjack pompava questa enorme energia attraverso fili che istantaneamente evaporavano in vortici di plasma filamentosi, emettendo un'intensa scarica di raggi X e simulando l'esplosione di una bomba atomica a fusione. Peratt vide un fenomeno sorprendente: i filamenti di plasma dapprima si avvicinavano, poi si avvolgevano in una stretta elica e proprio da questa emanavano i raggi X più intensi.

Nel 1978 Oscar Buneman, un fisico del plasma di Stanford, aveva elaborato SPLASH, un programma per simulare le interazioni tra correnti filamentose. Esso non approssimava il moto dei filamenti nè considerando il plasma come un fluido nè seguendo le limitate regole della magnetofluidodinamica, ma considerava il moto di ogni singolo ione del plasma in relazione alle forze su di esso applicate da ciascun'altra particella.

Peratt si servì di questo programma per le sue ricerche e, osservando i risultati delle simulazioni, rimase sbalordito: i filamenti, visti in sezione, dapprima si avvicinavano, poi cominciavano a ruotare l'uno attorno all'altro fino a formare la tipica forma di una galassia a spirale. Iniziò così ad elaborare una propria teoria di formazione galattica, al fine di ampliare quella stellare proposta molti anni prima da Alfvén. Successive simulazioni fornirono risultati ancora più sorprendenti: gli elettroni del plasma venivano intrappolati in una zona centrale tra i due filamenti formando una sorta di "cuscinetto" e poi espulsi lungo l'asse galattico in due direzioni opposte, irradiando grandi quantità di radioonde per effetto sincrotrone. La radiosorgente centrale e i due getti ricordavano in modo straordinario i quasar e i nuclei galattici attivi che gli astronomi osservavano da tempo. Peratt riusciva a giustificare la produzione di quell'enorme energia senza ricorrere ai notissimi (ma mai individuati con sicurezza) buchi neri. Contemporaneamente, nei bracci della spirale, analoghi fenomeni di strizione potevano produrre nebulose, stelle e sistemi planetari secondo il modello di Alfvén.

Peratt cercò invano di pubblicare articoli su riviste specializzate o divulgative, ma nessuno sembrò accogliere con favore i suoi studi. Nonostante le simulazioni al calcolatore rendessero la sua ipotesi di formazione galattica quanto meno interessante, la cosmologia ufficiale non volle rinunciare ai suoi principi: la supremazia della forza di gravità su scale cosmiche e l'idea che l'elettromagnetismo non possa influire sulla formazione dei grandi sistemi astronomici. Solo una persona ascoltò Peratt: il giovane fisico Eric Lerner. Questi, interessatosi di fisica del plasma, era venuto a conoscenza del lavoro di Peratt e gli presentò un preciso e dettagliato modello di quasar; in questo modo risolveva il problema delle radiosorgenti anche su scale più piccole di quelle che le simulazioni potevano analizzare.

Nel 1974 Lerner aveva lavorato insieme a Winston Bostick ad un nuovo dispositivo fusionistico chiamato plasma focus, inventato indipendentemente nei primi anni '70 dall'americano Joseph Mather e dal sovietico N.V. Filippov e che rappresenta tuttora una valida e semplicissima alternativa al complesso e costoso Tokamak. Esso è costituito da due cilindri conduttori del diametro di parecchi centimetri inseriti l'uno nell'altro. Quando una corrente di grande intensità viene scaricata attraverso il dispositivo, ne segue una sequenza di eventi notevole: il gas contenuto nei cilindri si ionizza (diventa plasma) e si divide in numerosi filamenti che portano correnti in verso opposto e perciò si annichiliscono. Rimane un solo filamento delle dimensioni di un millimetro che si avvolge a ciambella diventando un plasmoide: esso ha in sè tutta l'energia dei due cilindri, ma in un volume un milione di volte più piccolo. Il plasmoide emette due getti di particelle lungo il proprio asse: elettroni in un verso, ioni positivi nell'altro. Durante questo processo libera una quantità di energia così elevata che alcuni ioni positivi fondono. Questo dispositivo, oltre a rappresentare un economico e promettente approccio alla fusione nucleare, esemplificava la capacità del plasma di imbrigliare materia ed energia e di comprimerle in uno spazio esiguo.

Lerner si rese conto che il plasma focus forniva un soddisfacente modello per i quasar, oggetti migliaia di volte più potenti di una galassia ma migliaia di volte più piccoli. La fisica relativistica aveva cercato nei quasar una prova dell'esistenza di singolarità spaziotemporali, affermando che nel loro centro vi è un buco nero. Il plasmoide, invece, costituiva un valido modello del loro funzionamento, miliardi di volte più piccolo in scala ma identico in forma e dinamica: entrambi consistevano in una sorgente di energia estremamente densa che emetteva getti diametralmente opposti irradianti onde elettromagnetiche ad alta frequenza. Un plasma focus può aumentare la densità di potenza delle proprie emissioni (potenza per unità di volume) di un fattore di 10^17 rispetto a quella dell'energia in entrata: paragonabile al rapporto tra un quasar e una galassia.

Lerner concepì una protogalassia (un'immensa nube di gas non ancora condensato in stelle) in rotazione entro un campo magnetico; al suo interno si producevano correnti elettriche come in un generatore a disco ed essa emetteva energia nella direzione del proprio asse, formando un vasto plasmoide. Il campo magnetico di fondo era creato dai filamenti di superammasso, di cui le prime prove venivano raccolte proprio in quegli anni da Tully; essi potevano essere versioni enormemente più grandi dei vortici del plasma focus o di quelli che Alfvén ipotizzava si formassero all'interno delle galassie. Lerner applicò alla propria teoria le considerazioni sulle scale contenute in Cosmic Electrodynamics e riuscì, basandosi unicamente su dati di laboratorio, a fare predizioni quantitative sui quasar e sui loro getti, spiegandone l'intensità del campo magnetico, l'enorme energia e le piccole dimensioni.

Lerner pensò ad un quasar come ad una protogalassia: una nube ampia 300.000 anni luce costituita da plasma in contrazione che, muovendosi in un campo magnetico di fondo, genera un'intensa corrente che spiraleggia verso il nucleo. Al centro del filamento che porta la corrente si strizza un plasmoide largo circa 200 anni luce che genera lungo il proprio asse un intenso campo elettrico, accelerando protoni ed elettroni. La piccola regione da cui emergono questi fasci di particelle, cioè la regione in cui il campo magnetico e quello elettrico raggiungono l'intensità maggiore, misura solo 1 anno luce in larghezza: questo è il quasar visibile. Secondo l'interpretazione di Lerner, quindi, il quasar è la parte centrale di una giovane galassia in cui non è ancora iniziata la formazione stellare. Il quasar trae la sua potenza dal campo magnetico del plasmoide e, in definitiva, dalla rotazione della protogalassia: essa cedendogli energia perde momento angolare e può collassare per formare stelle. Il procedimento può essere applicato a tutti i corpi celesti: si spiegherebbero allora gli oggetti Herbig-Haro, che emettono potenti getti di radiazione lungo il proprio asse e che, per la loro palese natura di protostelle, non è possibile spiegare per mezzo dei buchi neri.

Il lavoro di Lerner si affiancava così a quello di Peratt, fornendogli equazioni precise su cui svilupparsi: i due studi si sostenevano a vicenda e fornivano un completo e soddisfacente modello di formazione galattica.

Le ipotesi di Peratt e Lerner vennero presto confermate da osservazioni compiute con il VLA (Very Large Array, un radiointerferometro in Messico) che evidenziavano chiaramente i getti di plasma emessi lungo l'asse di rotazione delle radiogalassie. Nonostante ciò i cosmologi ufficiali continuarono a sostenere l'ipotesi del buco nero, senza nemmeno prendere in considerazione l'opera dei due fisici del plasma. Nel 1989, però, furono effettuate osservazioni che in futuro, se confermate, potranno abbattere definitivamente l'ipotesi relativistica: mentre il plasma al centro delle galassie si muove a velocità dell'ordine di 1.500 km/s, le stelle in quella zona spostano a circa 70 km/s, molto più lentamente di quanto farebbero se si trovassero nelle vicinanze di un buco nero. Ciò potrebbe dimostrare l'esistenza di un intenso campo magnetico che accelererebbe il plasma senza tuttavia influenzare le stelle.

In quegli stessi anni Brent Tully esponeva i propri risultati riguardo la distribuzione delle galassie e il Big Bang riceveva un ulteriore colpo. Ciò fornì a Peratt e Lerner l'occasione di iniziare a elaborare una completa teoria cosmologica sulla base di tutti gli sforzi compiuti dagli studi di Birkeland in poi. Per fare questo, però, dovevano riuscire a spiegare i due fenomeni che il Big Bang adduceva come prove: l'abbondanza di elio e il fondo a microonde.

Il 24% della materia è formato da elio: ma le stelle che ci sono oggi non possono aver prodotto questa enorme quantità con processi analoghi a quelli in atto. Lerner e Peratt affermarono che il collasso delle protogalassie, causato dalla perdita di momento angolare, aveva permesso la formazione solo di stelle di grande massa. Esse, senza esplodere come supernovae (perchè altrimenti avrebbero prodotto troppi elementi pesanti), avevano rilasciato nello spazio la quantità di elio oggi osservata. Altri elementi leggeri come il deuterio, il litio e il boro, che non si sarebbero potuti sintetizzare nelle stelle perchè sarebbero stati immediatamente distrutti, si erano formati a causa degli scontri dei raggi cosmici con il plasma della galassia.

Il fondo a microonde rappresentava un problema più spinoso, non per la sua energia (Martin Rees, di Cambridge, aveva calcolato che essa poteva essere stata prodotta durante la sintesi dell'elio), ma per la sua isotropia: infatti una radiazione non può essere deviata da campi magnetici come avviene per i raggi cosmici. Lerner e Peratt ipotizzarono che gli elettroni all'interno dei filamenti di plasma delle galassie assorbissero l'energia del fondo e la riemettessero in una direzione casuale, diffondendo la radiazione con la sua caratteristica isotropia. Peratt calcolò che la radiazione emessa in una simile situazione corrisponderebbe a quella effettivamente osservata e che basterebbero pochi miliardi di anni per formare una perfetta omogeneità del fondo. L'unica condizione necessaria sarebbe la presenza, nello spazio, di molti piccoli filamenti, ciascuno con un intenso campo magnetico, come i getti emergenti dai nuclei galattici.

Finalmente la fisica del plasma poteva opporre al Big Bang una valida alternativa. Lerner propone nel suo saggio "Il Big Bang non c'è mai stato" una delle possibili teorie. Il punto di partenza è un universo infinito ed eterno, riempito di plasma di idrogeno più o meno uniforme, cioè di elettroni e protoni liberi. Esso è dotato di moto ed energia che gli derivano dai processi da cui si è nato e ciò fa sì che correnti elettriche e campi magnetici lo attraversino. Nel plasma si formano così filamenti e vortici che si accrescono fino a formare immense correnti; durante un lunghissimo intervallo di tempo (l'universo del plasma non ha fretta) il plasma si fraziona in una fitta ragnatela di filamenti, che continuano ad aumentare finchè la loro energia cinetica diventa uguale a quella emessa dagli elettroni per radiazione di sincrotrone. I filamenti cessano di crescere e cominciano a frazionarsi. Infatti nuove instabilità vengono a formarsi per la forza di gravità, irrilevante mentre l'universo è ancora rarefatto ma non più trascurabile in un universo ormai fortemente disomogeneo. Queste instabilità, causate dall'interazione di campi elettrici, magnetici e gravitazionali, formano tutti i sistemi che oggi conosciamo: superammassi, ammassi, galassie, sistemi stellari e planetari. Tutto l'universo è pervaso da una radiazione di fondo continuamente rimescolata e resa isotropa dagli elettroni che si muovono nei campi magnetici. Tale radiazione spinge i sistemi di ammassi a recedere l'uno dall'altro, spiegando così l'espansione di Hubble.

Questo è solo uno dei panorami proposti dalla fisica del plasma e non tiene conto, ad esempio, dell'ipotesi di Alfvén sull'ambiplasma. Esso non rappresenta certamente la cosmologia definitiva, nè si propone di esserlo, e presenta nondimeno alcuni lati oscuri.

L'ipotesi da cui si sviluppa, quella di un «plasma più o meno uniforme», è, come dice Lerner stesso, un punto di partenza opportuno, ma nessuna osservazione depone a suo favore. Inoltre il concetto di un universo colmo di idrogeno omogeneamente distribuito non è giustificabile più di quella di un universo nato dal nulla: che cosa avrebbe prodotto l'idrogeno? Perchè l'universo dovrebbe essere infinito ed eterno? Entrambe le ipotesi sono difficilmente concepibili dall'intelletto umano. A questi dubbi si aggiungono quelli suscitati dalla spiegazione dell'espansione di Hubble: Lerner non chiarisce, se non vagamente, in che modo la radiazione cosmica di fondo possa spingere le galassie ad allontanarsi reciprocamente e questo, come è noto, è uno dei problemi principali che tutte le cosmologie devono saper affrontare.

Nemmeno la teoria del plasma, quindi, si può dire vicina alla completa comprensione del cosmo. L'importanza di questa proposta sta non tanto nelle sue predizioni, quanto nella volontà di chi la avanza di mantenere vivace un dibattito cosmologico che, da quando lo Stato Stazionario è definitivamente caduto, sembra non conoscere alcuno sviluppo dialettico.

 

1. In un corpo in rotazione il momento angolare esprime il prodotto tra la sua massa, la velocità di rotazione e il raggio (supposto che il corpo sia di forma sferica). Vi è una legge fondamentale della dinamica che afferma che un oggetto conserva sempre il proprio momento angolare: ad esempio, se aumenta il proprio raggio, deve diminuire la velocità di rotazione, e viceversa. Un esempio noto per spiegare questo fenomeno è quello fornito da un pattinatore: mentre effettua una “trottola” egli può variare la propria velocità di rotazione semplicemente allargando o stringendo le braccia attorno al corpo, cioè aumentando o diminuendo il proprio “raggio”.

2. Cosmologia significa "studio del cosmo", cosmogonia invece "origine del cosmo". Nell'uso pratico oggi questi due termini designano due branche ben distinte della ricerca astronomica: il primo indica lo studio dell'origine e dell'evoluzione dell'intero universo; il secondo riguarda lo studio della formazione del solo sistema solare.

3. L'antimateria, dapprima predetta teoricamente da Paul Dirac negli anni '30, fu poi osservata anche sperimentalmente. Essa è analoga alla materia ordinaria, ma presenta due caratteristiche fondamentali: innanzitutto ha carica opposta a quella delle particelle normali (ad esempio gli antiprotoni sono negativi; gli antielettroni, detti positroni, sono positivi, eccetera); inoltre, quando materia e antimateria collidono si annichiliscono l'una con l'altra, trasformandosi in pura energia. Questo processo può anche essere invertito, cioè da grandi quantità di energia si possono produrre coppie particella-antiparticella: è ciò che accade in alcuni acceleratori.

 

Conclusione  

 

Queste sono le tre teorie che ritengo più importanti nell'ambito della cosmologia moderna; non sono le uniche ad essere state proposte e, oltre a esse, potrei citare, ad esempio, quella dell'universo elettrico di R.A. Lyttleton. Ora però desidero tralasciare le considerazioni riguardanti la validità dei vari modelli per riflettere sull'utilità e sul valore scientifico della cosmologia in generale.

Innanzitutto ci si deve interrogare se, nell'ambito della ricerca, questa utilità è effettivamente tale. Non tutti gli scienziati ritengono che abbia senso tentare di risolvere il problema dell'origine del cosmo prima di aver spiegato ogni particolare fenomeno che esso ospita. Essi sostengono che non abbiamo ancora abbastanza elementi per poter formulare qualche ipotesi su un problema tanto vasto. Questo è sicuramente vero ma l'uomo non può, e non deve, limitare i propri interessi ad un particolare ambito semplicemente per mancanza di dati: la scienza è sempre stata volta alla loro ricerca e interpretazione e non ha mai atteso di conoscere completamente un fenomeno prima di tentare di spiegarlo. Opposto a questa idea è il cosiddetto principio antropico: esso afferma che l'universo è così affinchè noi possiamo esistere. E' facile riconoscervi una nuova versione dell'antropocentrismo tipico dell'età antica e medioevale che considera la vita umana come il fine di tutto il cosmo. Entrambi questi atteggiamenti limitano fortemente la ricerca scientifica: il primo non permette all'uomo di soddisfare tutte le sue aspirazioni, il secondo viola la concezione di una scienza totalmente disinteressata e scevra da influenze teoretiche, come quella propugnata da Galileo.

Ma è veramente possibile una cosmologia priva di qualsiasi accezione filosofica? La risposta è più profonda di quanto possa sembrare a prima vista. Il Big Bang e lo Stato Stazionario partono chiaramente da supposizioni non prettamente scientifiche; la cosmologia del plasma sembrerebbe invece prescindere da qualsiasi assunto non puramente sperimentale od osservativo. In realtà non è completamente vero; l'indagine cosmologica parte sempre da alcuni assunti di base derivanti in buona parte, come abbiamo visto, dalla situazione storica, politica e culturale del tempo in cui viene proposta. Il Big Bang concepisce un universo finito nello spazio e nel tempo, lo Stato Stabile e la cosmologia del plasma, invece, un universo infinito ed eterno. Queste ipotesi di partenza vengono accettate come certe e sicure, ma non possono in alcun modo soddisfare la voglia di conoscenza dell'uomo: che l'universo sia infinito o meno, egli si chiederà sempre che cosa lo regge, che cosa fa sì che le leggi della fisica siano proprio quelle e non altre, perchè esiste. Un universo infinito ed eterno è inconcepibile per la mente umana allo stesso modo del nulla che circonderebbe l'universo del Big Bang.

Una frase di Heinz R. Pagels esprime bene l'inquietudine umana di fronte al mistero del cosmo e, quantunque egli lo descriva nato dal nulla, la sua idea può essere facilmente estesa a qualsiasi universo concepibile: «Il nulla, prima della creazione dell'universo, è il vuoto più assoluto che si possa immaginare: non esisteva spazio, nè tempo, nè materia. E' un mondo senza posto, senza durata o eternità, senza numero - è ciò che i matematici chiamano la serie vuota. Eppure questo inconcepibile vuoto si trasforma nel pieno dell'esistenza,come conseguenza necessaria delle leggi fisiche. Dove stanno scritte queste leggi in quel vuoto? Cos'è che dice al vuoto che può partorire un possibile universo? Sembrerebbe che anche il vuoto sia soggetto alla legge, a una logica che preesiste allo spazio e al tempo»¹.

 

1. Heinz R. Pagels, Perfect Simmetry, 1985.

 

Bibliografia   

 

Libri

- Eric Lerner, Il Big Bang non c'è mai stato, Edizioni Dedalo, 1991.

- Mario Rigutti, Cento miliardi di stelle, Giunti, 1995

- Fred Hoyle, L'universo intelligente, Mondadori, 1983

- Fred Hoyle, Galassie, nuclei e quasar, Einaudi, 1965

- Fred Hoyle, Oggetti del cielo, Zanichelli, 1978

- Stephen Hawking, Dal Big Bang ai buchi neri, Biblioteca Universale Rizzoli, 1988

- Stephen Hawking, Buchi neri e universi neonati, Biblioteca Universale Rizzoli, 1993

- Hermann Bondi, W.B. Bonnor, R.A. Lyttleton, G.J. Whitrow, Teorie cosmologiche rivali,

Piccola Biblioteca Einaudi, 1965

- Hermann Bondi, Sguardi sull'universo, Zanichelli, 1964

- Margherita Hack, L’universo alle soglie del Duemila, Biblioteca Universale Rizzoli, 1995

- Joachim Herrmann, Atlante di astronomia, Sperling & Kupfer, 1992

 

Riviste

- L’astronomia, mensile, Milano, Media Presse

- Nuovo Orione, mensile, Milano, Sirio srl

- Astronomy, mensile, Waukesha (WI), Kalmbach Publishing Co.