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    Predefinito Lawrence Krauss, A Universe from Nothing (due capitoli)

    Capitolo 1
    UN GIALLO COSMICO:
    IN PRINCIPIO
    «Il mistero iniziale che accompagna ogni viaggio è: prima di tutto, come ha fatto il viaggiatore ad arrivare al punto di partenza?».
    – Louise Bogan, Journey Around My Room
    ERA UNA NOTTE BUIA E TEMPESTOSA
    All’inizio del 1916, Albert Einstein aveva appena terminato il più grande lavoro della sua vita, un’intensa lotta intellettuale della durata
    di un decennio per arrivare a una nuova teoria della gravità, a cui diede il nome di teoria della relatività generale. Questa però non era semplicemente una nuova teoria della gravità, ma una nuova teoria dello
    spazio e del tempo. Inoltre, era la prima teoria in grado di spiegare non soltanto come gli oggetti si muovono nell’universo, ma come l’universo
    stesso potrebbe evolvere.
    Ma c’era un problema. Quando Einstein iniziò ad applicare la sua teoria per descrivere l’universo come un insieme integrato, divenne chiaro che essa non descriveva l’universo in cui evidentemente viviamo.
    Adesso, quasi cent’anni più tardi, è difficile rendersi pienamente conto di quanto la nostra rappresentazione dell’universo sia cambiata
    nel tempo di una singola vita umana. Per la comunità scientifica
    del 1917, l’universo era statico ed eterno, ed era costituito da un’unica galassia, la nostra Via Lattea, circondata da uno smisurato, infinito spazio buio e vuoto. Questa, dopotutto, è l’idea che vi fareste
    guardando il cielo notturno con i vostri occhi o con un piccolo telescopio, e all’epoca c’erano ben poche ragioni per sospettare che le cose stessero altrimenti.
    Nella teoria di Einstein, come ancora prima nella teoria di Newton
    della gravitazione, la gravità è una forza unicamente attrattiva tra
    16 - L’Universo dal nulla
    tutti gli oggetti. Questo significa che è impossibile che un insieme di masse situate nello spazio resti a riposo in eterno: la loro reciproca attrazione gravitazionale alla fine le costringerà a implodere, in manifesto
    disaccordo con un universo apparentemente statico.
    Il fatto che la sua relatività generale non sembrasse coerente con la rappresentazione dell’universo propria di quei tempi, per Einstein rappresentò un colpo più duro di quanto si possa immaginare, per ragioni che mi permettono di far cadere un mito su Einstein e sulla relatività generale che mi ha sempre infastidito. Generalmente si presume
    che Einstein abbia lavorato nell’isolamento di una stanza chiusa
    per anni, applicando il puro pensiero e la pura ragione, e uscendosene
    fuori con la sua splendida teoria, indipendente dalla realtà (… forse come alcuni teorici delle stringhe del nostro tempo!). Tuttavia, niente potrebbe essere più lontano dalla verità.
    Einstein fu sempre intimamente guidato dagli esperimenti e dalle osservazioni. Egli effettuò numerosi “esperimenti mentali” e lavorò duramente per oltre un decennio, e nel frattempo apprese anche nuovi
    strumenti matematici e seguì molte piste teoriche false prima di riuscire
    a produrre una teoria eccellente dal punto di vista matematico. All’inizio della sua storia d’amore con la relatività generale, tuttavia, il più importante momento ebbe a che fare con l’osservazione. Durante le ultime febbrili settimane in cui stava completando la sua teoria in gara con il matematico tedesco David Hilbert egli previde, utilizzando
    le proprie equazioni, quello che potrebbe sembrare un oscuro risultato astrofisico: una lieve precessione nel “perielio” (il punto di massimo avvicinamento) dell’orbita di Mercurio intorno al Sole.
    Da molto tempo gli astronomi avevano notato che l’orbita di Mercurio deviava leggermente da quella prevista da Newton. Invece di un’ellisse perfetta che ritornava su se stessa, l’orbita di Mercurio era soggetta a una precessione (vale a dire che il pianeta non ritorna precisamente nello stesso punto dopo un’orbita, ma l’orientamento dell’ellisse si sposta leggermente a ogni orbita, tracciando in ultima analisi uno schema di tipo spiraliforme) incredibilmente esigua: 43 secondi di arco (approssimativamente 1/100 di grado) per secolo.
    Quando Einstein calcolò l’orbita per mezzo della sua teoria della
    relatività generale, ottenne come risultato il numero esatto. Nella descrizione di un biografo di Einstein, Abraham Pais: «Questa scoCapitolo
    1 - Un giallo cosmico: in principio - 17
    perta fu, credo, di gran lunga l’esperienza più emozionante della vita scientifica di Einstein, forse di tutta la sua vita». Egli sosteneva di aver avuto delle palpitazioni cardiache, come se qualcosa fosse scattato dentro. Un mese più tardi, quando descrisse la sua teoria a un amico come “una teoria di incomparabile bellezza”, il suo compiacimento per la forma matematica era palpabile.
    L’apparente discordanza tra relatività generale e osservazione in ogni caso non durò a lungo (tuttavia indusse Einstein a introdurre nella sua teoria una modifica, che più tardi definì il granchio più grande che avesse mai preso). Tutti (con l’eccezione di alcuni comitati
    scolastici degli Stati Uniti) adesso sanno che l’universo non è statico ma in espansione e che l’espansione ebbe inizio con un Big Bang incredibilmente caldo e denso, approssimativamente 13,7 miliardi di anni fa. Di pari importanza è sapere che la nostra galassia
    non è che una tra i probabili quattrocento miliardi di galassie dell’universo osservabile. Come i primi disegnatori di mappe terrestri,
    stiamo appena iniziando a completare la mappa dell’universo nelle sue scale più grandi. Non c’è molto da stupirsi se gli ultimi decenni hanno visto accadere cambiamenti rivoluzionari nella nostra
    rappresentazione dell’universo.
    La scoperta che l’universo non è statico ma in espansione ha un profondo significato filosofico e religioso, poiché è stata ciò che ha indicato che il nostro universo ha avuto un inizio. Un inizio implica una creazione, e la creazione smuove l’emozione. Anche se occorsero diversi decenni, dopo la scoperta del 1929 che il nostro universo si stava espandendo, perché l’idea di un “Big Bang” ricevesse una conferma
    empirica indipendente, nel 1951 papa Pio XII la annunciò come una prova della Genesi. Nelle sue parole:
    «[…] Sembrerebbe che la scienza contemporanea, attraversando in un colpo solo a ritroso i secoli, sia riuscita a testimoniare l’augusto istante del Fiat Lux [e la luce sia; N.d.A.] primordiale, quando insieme
    alla materia dal nulla apparve un mare di luce e di radiazione, e gli elementi si separarono e ribollendo presero la forma di milioni di galassie. Così, con quella concretezza che è caratteristica delle prove fisiche [la scienza; N.d.A.] ha confermato la contingenza dell’universo nonché la ben fondata deduzione dell’epoca in cui il mondo è emerso dalle mani del Creatore. Dunque, la creazione ebbe luogo. Noi diciamo:
    “Quindi, esiste un Creatore. Quindi, Dio esiste!”».
    18 - L’Universo dal nulla
    L’intera storia in realtà è un po’ più interessante. Infatti, la prima persona a proporre un Big Bang fu un prete e fisico belga di nome George Lemaître. Lemaître rappresentò una notevole combinazione di competenze. Dopo aver iniziato a studiare ingegneria, ricevette una medaglia come artigliere nella prima guerra mondiale, quindi passò alla matematica nel corso dei suoi studi seminaristici all’inizio degli anni Venti. In seguito si dedicò alla cosmologia, studiando con il famoso astrofisico britannico Sir Arthur Stanley Eddington prima di trasferirsi ad Harvard e conseguire infine il suo secondo dottorato,
    questa volta in fisica, presso il MIT [Massachusetts Institute of Technology; N.d.T.].
    Nel 1927, prima di ottenere il secondo dottorato, Lemaître risolse
    le equazioni della relatività generale di Einstein e dimostrò che la teoria prevedeva un universo non statico, indicando di fatto che l’universo in cui viviamo è in espansione. L’idea sembrava così provocatoria
    che Einstein stesso vi si oppose vivacemente obbiettando: «I suoi calcoli sono corretti, ma la sua fisica è abominevole».
    Ciononostante, Lemaître andò avanti a tutta forza, e nel 1930 propose ancora l’ipotesi che il nostro universo in espansione in realtà avesse avuto inizio come punto infinitesimale, che chiamò “Atomo primevo”, e che questo inizio rappresentasse, forse con riferimento alla Genesi, un “giorno senza Ieri”.
    E così il Big Bang, tanto annunciato da papa Pio XII, era stato ipotizzato per la prima volta da un prete. Si sarebbe potuto pensare che Lemaître fosse stato commosso da questa ratifica papale, ma nella sua mente egli aveva già eliminato l’idea che questa teoria scientifica presentasse delle conseguenze teologiche, e alla fine aveva rimosso dalla prima stesura della sua relazione del 1931 sul Big Bang un paragrafo
    che conteneva dei commenti su questo argomento.
    Di fatto più tardi Lemaître espresse la sua obiezione alla pretesa dimostrazione della Genesi attraverso il Big Bang annunciata dal papa nel 1951 (anche perché si rese conto che se la validità della sua teoria fosse poi stata confutata, la presunta dimostrazione della Genesi della Chiesa cattolica romana avrebbe potuto essere contestata). Nel frattempo
    era stato eletto membro dell’Accademia Vaticana Pontificia, di cui divenne in seguito presidente. Nelle sue parole: «Per quanto possa
    vedere, una teoria del genere rimane completamente al di fuori di
    Capitolo 1 - Un giallo cosmico: in principio - 19
    qualsiasi questione metafisica o religiosa». Il papa non sollevò più la questione in pubblico.
    Qui troviamo una preziosa lezione. Come Lemaître riconobbe, che il Big Bang avesse o non avesse realmente avuto luogo è una questione scientifica, non una questione teologica. Inoltre, quand’anche avesse avuto luogo (come tutte le prove ormai indicano in maniera schiacciante),
    si potrebbe scegliere di interpretarlo in diversi modi a seconda delle proprie predilezioni religiose o metafisiche. Potete optare di vedere il Big Bang come indicativo di un creatore, se ne sentite il bisogno, o argomentare
    che la matematica della relatività generale spiega l’evoluzione a partire dalle sue origini senza l’intervento di alcuna divinità. Ma una speculazione metafisica del genere è indipendente dalla validità fisica del Big Bang stesso ed è irrilevante per la nostra comprensione del fenomeno.
    Naturalmente, via via che andiamo al di là della mera esistenza di un universo in espansione per comprendere i princìpi fisici in grado di affrontare l’argomento delle sue origini, la scienza può gettare ulteriore luce su questa speculazione e, come spiegherò, lo fa.
    In ogni caso, né Lemaître né papa Pio XII riuscirono a convincere il mondo scientifico del fatto che l’universo si stesse espandendo. Piuttosto,
    come in tutta la buona scienza, la prova arrivò da attente osservazioni,
    in questo caso effettuate da Edwin Hubble, che continua ad alimentare in me una grande fiducia nell’umanità, avendo iniziato la sua carriera come avvocato per poi divenire astronomo.
    Hubble aveva già fatto una scoperta significativa nel 1925 con il nuovo telescopio Hooker da 100 pollici di Mount Wilson, allora il più grande al mondo. (Come termine di paragone, adesso stiamo costruendo telescopi di diametro oltre dieci volte superiore e di area oltre cento volte maggiore!). Fino a quel momento, con i telescopi disponibili all’epoca, gli astronomi erano riusciti a percepire immagini
    indistinte di oggetti che non erano semplici stelle nella nostra galassia. Tali oggetti vennero chiamati nebulose, parola latina che sostanzialmente
    vuol dire “cose indistinte” (letteralmente “nube”), e si discusse anche se si trovassero nella nostra galassia o al di fuori.
    Poiché la visione dominante dell’universo all’epoca era che non esisteva
    niente al di fuori della nostra galassia, la maggior parte degli astronomi
    si limitava al campo della “nostra galassia”, guidati dal famoso astronomo Harlow Shapley ad Harvard. Shapley aveva abbandonato
    20 - L’Universo dal nulla
    la scuola in quinta elementare e aveva continuato a studiare per conto proprio, approdando poi a Princeton, dove decise di studiare astronomia
    scegliendo la prima materia che trovò sul programma di studi. In un lavoro di importanza fondamentale dimostrò che la Via Lattea era molto più vasta di quanto si fosse mai pensato e che il Sole non era al suo centro ma semplicemente in un angolo remoto e insignificante. Egli era una formidabile potenza in astronomia e pertanto le sue vedute sulla natura delle nebulose esercitarono una notevole influenza.
    Il primo giorno dell’anno 1925, Hubble pubblicò i risultati del suo studio biennale sulle cosiddette nebulose a spirale, in cui era riuscito
    a identificare un certo tipo di stella variabile, detta stella variabile
    Cefeide, in queste nebulose, che comprendevano la nebulosa oggi nota come Andromeda.
    Osservate per la prima volta nel 1784, le stelle variabili Cefeidi sono stelle la cui luminosità varia con regolarità periodica. Nel 1908, un’astronoma in erba quasi sconosciuta e all’epoca non apprezzata, Henrietta Swan Leavitt, lavorava come “calcolatore” presso l’Harvard College Observatory. (I “calcolatori” erano donne che svolgevano il compito di catalogare la luminosità delle stelle registrate sulle lastre fotografiche dell’osservatorio; all’epoca alle donne non era permesso
    utilizzare i telescopi dell’osservatorio). Figlia di un ministro della
    Congregazione e una discendente dei Padri Pellegrini, la Leavitt fece una scoperta sensazionale, che chiarì ulteriormente nel 1912: notò che esisteva una regolare relazione tra la luminosità delle stelle Cefeidi e il loro periodo di variazione. Pertanto, se si fosse riusciti a determinare la distanza di una singola Cefeide di cui si conosceva il periodo (successivamente determinato nel 1913), la misurazione della
    luminosità di altre Cefeidi con lo stesso periodo avrebbe permesso di determinare la distanza di queste altre stelle!
    Poiché la luminosità osservata delle stelle diminuisce inversamente al quadrato della distanza della stella (la luce si diffonde uniformemente su una sfera la cui area aumenta con il quadrato della distanza, per cui diffondendosi su una sfera più grande, la sua intensità osservata in un punto qualunque diminuisce inversamente all’area della sfera) determinare
    la distanza di stelle remote è sempre stata la sfida più grande per l’astronomia. La scoperta della Leavitt rivoluzionò il campo. (Lo stesso Hubble, che non venne considerato per il premio Nobel, spesso diceva
    Capitolo 1 - Un giallo cosmico: in principio - 21
    che il lavoro della Leavitt meritava il premio, anche se questo suggerimento
    era nel suo interesse, in quanto naturale concorrente alla condivisione
    del premio per il suo successivo lavoro). In effetti gli uffici dell’Accademia Reale Svedese avevano appena iniziato a proporre il nome della Leavitt per il Nobel nel 1924 quando si apprese che era morta di cancro tre anni prima. Grazie alla forza della sua personalità,
    all’abilità nell’autopromozione e alla capacità di osservazione di Hubble, presto il suo nome sarebbe stato sulla bocca di tutti, mentre la Leavitt, ahimè, è conosciuta solo dagli appassionati.
    Hubble riuscì a servirsi della sua misurazione delle Cefeidi e della relazione periodo/luminosità della Leavitt per dimostrare definitivamente
    che le Cefeidi di Andromeda e di diverse altre nebulose erano di gran lunga troppo distanti per trovarsi all’interno della Via Lattea. Si scoprì quindi che Andromeda era un altro universo insulare, un’altra
    galassia a spirale quasi identica alla nostra, oltre a essere una delle oltre quattrocento miliardi di galassie che oggi sappiamo esistere nel nostro universo osservabile. Il risultato di Hubble fu così evidente che la comunità astronomica – incluso Shapley che, per inciso, era ormai diventato direttore dell’Harvard College Observatory, dove la Leavitt aveva svolto il suo pionieristico lavoro – accettò prontamente il fatto che la Via Lattea non era l’unica cosa esistente intorno a noi. D’un tratto la dimensione dell’universo conosciuto si era espansa con un unico balzo più di quanto avesse fatto nel corso di secoli! Anche le sue caratteristiche erano cambiate, come quasi tutto il resto.
    Dopo questa grandiosa scoperta, Hubble avrebbe potuto riposare sugli allori, ma era a caccia di pesci più grandi, o, in questo caso, di galassie più grandi. Misurando anche le Cefeidi più deboli all’interno di galassie sempre più distanti, egli riuscì a mappare l’universo fino a scale sempre più estese. Nel far ciò, tuttavia, scoprì qualcos’altro di ancora più notevole: l’universo si stava espandendo!
    Hubble giunse a questa conclusione confrontando le distanze relative
    alle galassie che misurava con una diversa serie di misurazioni effettuata da un altro astronomo americano, Vesto Slipher, che aveva
    misurato gli spettri della luce provenienti da queste galassie. Per permettervi di comprendere l’esistenza e la natura di tali spettri devo riportarvi agli albori della moderna astronomia.
    22 - L’Universo dal nulla
    Una delle principali scoperte dell’astronomia è stata quella che la materia stellare e la materia terrestre sono in gran parte la stessa cosa. Tutto ebbe inizio, come molte cose della scienza moderna, con Isaac Newton. Nel 1665, Newton, allora giovane scienziato, fece passare
    attraverso un prisma un sottile raggio di luce solare, ottenuto oscurando tutta la sua stanza eccetto un minuscolo foro praticato nell’anta della finestra, e vide la luce scomporsi nei familiari colori dell’arcobaleno. Ne dedusse che la luce bianca proveniente dal Sole conteneva tutti questi colori, e aveva ragione.
    Cinquant’anni più tardi, un altro scienziato esaminò la luce scomposta
    più attentamente, scoprendo delle bande scure tra i colori e concluse che queste erano dovute alla presenza nell’atmosfera esterna del Sole di materiali che assorbivano la luce di certi particolari colori o lunghezze d’onda. Queste “righe di assorbimento”, come divennero
    note, vennero identificate con le lunghezze d’onda della luce che secondo le misurazioni erano assorbite da alcuni materiali noti sulla Terra, tra cui l’idrogeno, l’ossigeno, il ferro, il sodio e il calcio.
    Nel 1868, un altro scienziato osservò nella parte gialla dello spettro solare due nuove righe di assorbimento che non corrispondevano ad alcun elemento noto presente sulla Terra. Decise allora che dovevano essere causate da un elemento nuovo, che chiamò “elio”. Una generazione
    più tardi, l’elio venne isolato per la prima volta sulla Terra.
    L’osservazione dello spettro della radiazione proveniente da altre
    stelle è un importante strumento scientifico per comprendere la loro composizione, temperatura ed evoluzione. A partire dal 1912, Slipher osservò lo spettro della luce proveniente da varie nebulose a spirale scoprendo che gli spettri erano simili a quelli delle stelle vicine, ma tutte le righe di assorbimento erano spostate della stessa misura nella lunghezza d’onda.
    All’epoca si ritenne che il fenomeno fosse dovuto al familiare “effetto
    Doppler”, che prendeva il nome dal fisico austriaco Christian Doppler, il quale nel 1842 aveva spiegato che le onde provenienti da una fonte in movimento si allungano se la fonte si sta allontanando da un osservatore e si comprimono se si sta avvicinando. Si tratta di una manifestazione di un fenomeno che tutti ben conosciamo, e che mi ricorda sempre una vignetta di Sidney Harris in cui due cowboy a cavallo in una pianura guardano un treno in lontananza, e uno dice
    Capitolo 1 - Un giallo cosmico: in principio - 23
    all’altro: «Mi piace sentire quel lamento solitario del fischio del treno
    via via che l’ampiezza della frequenza cambia a causa dell’effetto Doppler!». Di fatto, il fischio di un treno o la sirena di un’ambulanza producono un suono più alto se il treno o l’ambulanza stanno venendo
    verso di voi e più basso se si stanno allontanando da voi.
    A quanto risulta, lo stesso fenomeno accade per le onde luminose e sonore, anche se per ragioni in qualche modo diverse. Le onde luminose provenienti da una fonte che si allontana, sia a causa del suo movimento locale nello spazio che per l’espansione dello spazio intermedio, verranno allungate, e pertanto appariranno più rosse di quanto altrimenti sarebbero, dato che il rosso corrisponde all’estremità
    della lunghezza d’onda lunga dello spettro visibile, mentre le onde provenienti da una fonte che si avvicina saranno compresse e appariranno più blu.
    Nel 1912 Slipher osservò che le righe di assorbimento della luce proveniente da qualunque nebulosa a spirale erano quasi tutte sistematicamente
    spostate verso lunghezze d’onda più lunghe (sebbene alcune, come quelle provenienti da Andromeda, fossero spostate verso lunghezze d’onda più corte). Pertanto, egli dedusse che la maggior parte di questi oggetti si stava allontanando da noi a velocità
    considerevoli.
    Hubble riuscì a confrontare le sue osservazioni della distanza di queste galassie a spirale (come ormai erano conosciute) con le misurazioni di Slipher della velocità a cui si stavano allontanando. Nel 1929, con l’aiuto di un membro dello staff di Mount Wilson, Wilton Humason (il cui talento tecnico era tale da avergli assicurato
    un lavoro a Mount Wilson senza neanche essere in possesso di un diploma delle superiori), annunciò la scoperta di una notevole relazione empirica, oggi chiamata “legge di Hubble”: tra la velocità di recessione e la distanza della galassia esiste una relazione lineare. Per la precisione, galassie sempre più lontane si allontanano da noi a velocità sempre maggiori!
    Quando ci si trova di fronte per la prima volta a questo notevole fatto – che quasi tutte le galassie si stanno allontanando da noi, e quelle che si trovano due volte più distanti si stanno spostando a velocità
    doppia, eccetera – la sua implicazione sembra ovvia: noi siamo il centro dell’universo!
    24 - L’Universo dal nulla
    Come alcuni amici suggeriscono, mi dev’essere ricordato quotidianamente
    che non è così. In realtà, quel fatto era coerente proprio con la relazione prevista da Lemaître. Il nostro universo si sta effettivamente espandendo. Ho cercato diverse volte di spiegarlo, e francamente non penso che ci sia un buon modo di farlo se non si pensa al di fuori del box – in questo caso, il box universale: per vedere le implicazioni della legge di Hubble, bisogna uscire dal miope punto di vista della nostra galassia e osservare il nostro universo dall’esterno. Mentre è difficile porsi al di fuori di un universo tridimensionale, è facile porsi al di fuori di un universo bidimensionale. Nella pagina seguente ho disegnato un universo in espansione del genere in due diversi istanti. Come potete vedere, le galassie sono molto più distanti tra loro nel secondo istante.
    “Galassie”
    nell’istante 1 (t1)
    “Galassie”
    nell’istante 2 (t2)
    Ora immaginate di vivere in una delle galassie che si trovano nel secondo istante, t2, che indicherò con il colore bianco, nell’istante t2.




    Capitolo 1 - Un giallo cosmico: in principio - 25
    Per vedere che aspetto avrebbe l’evoluzione dell’universo dal punto
    di vista di questa galassia, sovrappongo semplicemente l’immagine di destra su quella di sinistra, con la galassia di colore bianco sopra.
    Voilà! Dal punto di vista di questa galassia ogni altra galassia si sta allontanando e quelle che si trovano a distanza doppia si sono spostate due volte tanto nello stesso tempo, quelle che si trovano a distanza tripla si sono spostate tre volte tanto, eccetera. Non essendoci
    alcun margine, chi si trova sulla galassia ha l’impressione di essere al centro dell’espansione.
    Non importa quale galassia si scelga. Prendetene un’altra e ripetete:




    26 - L’Universo dal nulla




    A seconda del vostro punto di vista, dunque, o qualsiasi luogo è il centro dell’universo, o nessun luogo lo è. Non ha importanza; la legge di Hubble è coerente con un universo in espansione.
    Ora, quando Hubble e Humason nel 1929 pubblicarono per la prima
    volta una relazione della loro analisi, non soltanto riferirono una relazione
    lineare tra distanza e velocità di recessione, ma fornirono anche una stima quantitativa del tasso di espansione stesso. Questi sono i dati effettivi presentati all’epoca:
    DISTANZA
    2 X 106 PARSEC (PC)
    106 PARSEC (PC)
    +1000 km/s
    +500 km/s
    VELOCITÀ
    Capitolo 1 - Un giallo cosmico: in principio - 27
    Come potete vedere, l’ipotesi di Hubble secondo cui si poteva far corrispondere una linea retta a questa serie di dati sembrava relativamente
    azzeccata. (È evidente che una relazione esiste, ma se una linea retta sia la corrispondenza migliore è lungi dall’essere chiaro sulla base di questi soli dati). Il valore per il tasso di espansione che essi ottennero, derivato dal diagramma, suggeriva che una galassia a un milione di parsec
    di distanza (tre milioni di anni-luce), ovvero la distanza media tra le galassie, si stesse allontanando da noi alla velocità di 500 km/s. Questa stima, però, non era altrettanto azzeccata.
    La ragione è relativamente semplice da capire. Se oggi tutto si sta allontanando, in epoche più antiche gli oggetti erano tutti più vicini tra loro. Ora, se la gravità è una forza attrattiva, dovrebbe rallentare l’espansione
    dell’universo. Questo significa che la galassia che oggi vediamo
    allontanarsi da noi a 500 km/s, un tempo avrebbe dovuto spostarsi più velocemente.
    Se anche solo per un momento, tuttavia, supponiamo che la galassia
    si sia sempre allontanata con quella velocità, possiamo tornare
    indietro e immaginare quanto tempo fa si sarebbe trovata nella stessa posizione della nostra galassia. Poiché le galassie due volte più distanti si stanno spostando a velocità doppia, andando a ritroso scopriamo
    che erano sovrapposte alla nostra posizione esattamente nello stesso momento. Di fatto, l’intero universo osservabile sarebbe stato sovrapposto in un unico punto, il Big Bang, in un momento che possiamo stimare in questo modo.
    Una stima del genere è chiaramente un limite superiore dell’età dell’universo, perché, se le galassie una volta si fossero spostate a velocità
    maggiore, sarebbero arrivate dove sono oggi in un tempo inferiore rispetto a quello che questa stima suggerirebbe.
    Secondo questa stima basata sull’analisi di Hubble, il Big Bang ebbe luogo approssimativamente 1,5 miliardi di anni fa. Già nel 1929, tuttavia,
    era evidente (tranne che per alcuni che si attenevano letteralmente alle Scritture in Tennessee, Ohio e alcuni altri stati USA) che la Terra aveva più di tre miliardi di anni.
    Ora, per gli scienziati è imbarazzante scoprire che la Terra è più antica
    dell’universo. Ma, quel che più importa, ciò indica che nell’analisi c’è qualcosa che non va.
    .

    •   Alt 

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    Predefinito Re: Lawrence Krauss, A Universe from Nothing (due capitoli)

    Indice
    Hanno detto del libro... .................................................. ...................5
    Prefazione........................................ .................................................. ...7
    Capitolo 1: Un giallo cosmico: in principio ............................5
    Capitolo 2: Un giallo cosmico: pesare l’universo ....................33
    Capitolo 3: Luce dagli albori del tempo ...................................45
    Capitolo 4: Molto rumore per nulla...........................................59
    Capitolo 5: L’universo in inflazione........................................ .....77
    Capitolo 6: Il pasto gratuito alla fine dell’universo..................91
    Capitolo 7: Il nostro misero futuro ......................................03
    Capitolo 8: Un grande caso fortuito?....................................17
    Capitolo 9: Il nulla è qualcosa ................................................33
    Capitolo 10: Il nulla è instabile......................................... .......43
    Capitolo 11: Mirabili mondi nuovi ........................................59
    Epilogo........................................... .................................................67
    Postfazione di Richard Dawkins........................................... .....71
    Sull’Autore....................................... ..............................................75
    Indice analitico......................................... .....................................77
    Capitolo 6
    IL PASTO GRATUITO
    ALLA FINE DELL’UNIVERSO
    «Lo spazio è grande. Davvero grande. Non riuscireste a credere quanto enormemente, immensamente, spaventosamente grande sia.
    Voglio dire, potreste pensare che la strada fino
    alla farmacia sia lunga, ma in confronto allo spazio non è niente».
    – Douglas Adams, The Hitchhiker’s Guide to the Galaxy
    Uno su due non è male, suppongo. Noi cosmologi avevamo ipotizzato,
    a quanto risulta correttamente, che l’universo fosse piatto, per cui non siamo rimasti così sconcertati dalla sconvolgente rivelazione che lo spazio vuoto di fatto è dotato di energia, abbastanza energia da dominare l’espansione dell’universo. L’esistenza di quest’energia era inconcepibile,
    ma ancor più inconcepibile è che essa non sia sufficiente a rendere l’universo inabitabile. Perché se l’energia dello spazio vuoto fosse
    grande come le stime a priori che ho precedentemente descritto indicavano,
    il tasso di espansione sarebbe stato così grande che tutto ciò che adesso vediamo nell’universo sarebbe stato rapidamente sospinto oltre l’orizzonte. L’universo sarebbe diventato freddo, buio e vuoto ben prima che le stelle, il nostro Sole e la nostra Terra si fossero potuti formare.
    Di tutte le ragioni per supporre che l’universo fosse piatto, forse la più facile da capire nasceva dal fatto che l’universo era sempre stato considerato pressoché tale. Anche nei giorni precedenti la scoperta della
    materia oscura, la quantità nota di materiale visibile nelle galassie e intorno ad esse arrivava forse all’1 per cento della quantità totale di materia necessaria perché l’universo risultasse piatto.
    Ora, l’1 per cento può non sembrare gran cosa, ma il nostro universo è molto antico, ha miliardi di anni. Supponendo che gli effetti gravitazionali
    della materia o della radiazione dominino l’espansione in corso,
    92 - L’Universo dal nulla
    come noi fisici abbiamo sempre pensato, se l’universo non fosse esattamente
    piatto, espandendosi si allontanerebbe sempre più dall’esserlo.
    Se l’universo fosse aperto, il tasso di espansione sarebbe più veloce di quello di un universo piatto e disgregherebbe la materia sospingendola
    sempre più lontano, riducendo la sua densità netta fino a produrre molto rapidamente una frazione infinitamente piccola della densità richiesta per risultare in un universo piatto.
    Se fosse chiuso, l’espansione rallenterebbe più velocemente fino a produrre un nuovo collasso. Nel frattempo, la densità all’inizio diminuirebbe
    a un ritmo più lento rispetto a quello di un universo piatto, e poi, quando questo tornasse a collassare, comincerebbe ad aumentare. Ancora una volta, il distacco dalla densità prevista per un universo piatto aumenterebbe col tempo.
    Dal primo secondo della sua esistenza, la dimensione dell’universo
    è aumentata di un fattore di quasi un trilione. Se, in quel primissimo
    istante, la sua densità non fosse stata quasi esattamente pari a quella prevista per un universo piatto ma, poniamo, soltanto il 10 per cento, la densità del nostro universo attuale differirebbe da quella di un universo piatto di un fattore di almeno un trilione. Questo valore è molto superiore al semplice fattore 100 che si riteneva separasse la densità di materia visibile nell’universo dalla densità di quello che oggi produrrebbe un universo piatto.
    Questo problema era ben noto anche negli anni Settanta, e divenne
    conosciuto come il “Problema della Piattezza”. Contemplare la geometria dell’universo è come immaginare una penna in equilibrio
    sulla punta in verticale su un tavolo: il minimo squilibrio in un modo o nell’altro la farà rapidamente cadere. La stessa cosa vale per un universo piatto: il minimo allontanamento dalla piattezza aumenterebbe
    velocemente. Dunque, come potrebbe l’universo essere oggi così vicino alla piattezza se non fosse esattamente piatto? La risposta è semplice: oggi l’universo dev’essere essenzialmente piatto!
    In realtà questa risposta non è così semplice, perché genera la domanda:
    come hanno fatto le condizioni iniziali a concorrere in modo da produrre un universo piatto?
    Le risposte a questa seconda e più difficile domanda sono due. La prima risale al 1981, quando Alan Guth, un giovane fisico teorico che svolgeva una ricerca post-dottorale alla Stanford University, stava
    Capitolo 6 - Il pasto gratuito alla fine dell’universo - 93
    riflettendo sul Problema della Piattezza e su altri due problemi collegati
    con la rappresentazione standard dell’universo basata sul Big Bang: il cosiddetto Problema dell’Orizzonte e il Problema del Monopolo.
    (In questa sede ci interessa soltanto il primo, dal momento che il Problema del Monopolo si limita a inasprire gli altri due problemi).
    Il Problema dell’Orizzonte si ricollega al fatto che la radiazione cosmica a microonde di fondo è estremamente uniforme. I piccoli scarti della temperatura, che ho precedentemente descritto, rappresentavano
    variazioni della densità nella materia e nella radiazione, quando l’universo aveva poche centinaia di migliaia di anni o meno, di una parte su 10.000 rispetto alla temperatura e alla densità di fondo
    altrimenti uniformi. E così, mentre io mi concentravo sui piccoli scarti, c’era una domanda più profonda e più urgente: in primo luogo,
    come aveva fatto l’universo a diventare così uniforme?
    Dopotutto, se invece della prima immagine del CMBR (in cui le variazioni di temperatura di alcune parti su 100.000 sono rappresentate
    con colori diversi), avessi mostrato una mappa della temperatura del cielo a microonde su scala lineare (con variazioni di ombreggiatura
    che rappresentano variazioni della temperatura, poniamo, ± 0,03 gradi [Kelvin; N.d.T.] intorno alla temperatura media di fondo di circa 2,72 k al di sopra dello zero assoluto, o una variazione di una parte su 100 intorno alla media) la mappa apparirebbe così:
    Confrontate quest’immagine, che non contiene alcuna configurazione
    distinguibile, a una proiezione simile della superficie della Terra, con una sensibilità solo leggermente maggiore e variazioni di colore che rappresentano variazioni sul campo medio di circa una parte su 500:


    94 - L’Universo dal nulla


    L’universo, quindi, su grandi scale è incredibilmente uniforme!
    Com’è possibile? Bene, si potrebbe semplicemente supporre che, anticamente, il giovane universo fosse rovente, denso e in equilibrio termico. Questo significa che qualsiasi area calda si sarebbe raffreddata
    e qualsiasi area fredda si sarebbe riscaldata finché la zuppa primordiale
    non avesse raggiunto la stessa temperatura in modo omogeneo.
    Tuttavia, come ho fatto notare prima, quando l’universo aveva poche centinaia di migliaia di anni, la luce avrebbe potuto viaggiare soltanto per poche centinaia di migliaia di anni-luce, vale a dire per una piccola percentuale di quello che attualmente è l’universo totale osservabile (riportata su una mappa della superficie completa di ultima
    diffusione della radiazione cosmica a microonde di fondo così com’è osservata oggi, questa distanza descriverebbe semplicemente un angolo di circa 1 grado). Poiché Einstein ci dice che nessuna informazione
    può propagarsi più velocemente della luce, nella rappresentazione
    standard del Big Bang non è in alcun modo possibile che una parte di quello che è oggi l’universo osservabile allora sia stata influenzata dall’esistenza e dalla temperatura di altre parti su scale angolari superiori
    a 1 grado circa. Così, non è in alcun modo possibile che il gas su questa scala possa essersi stabilizzato termicamente nel tempo per produrre una temperatura così omogeneamente uniforme!
    Guth, fisico delle particelle, stava pensando ai processi che sarebbero
    potuti accadere nel primo universo e che potevano essere rilevanti per risolvere questo problema quando se ne uscì con un’intuizione
    assolutamente brillante. Se, mentre si raffreddava, l’universo fosse passato attraverso un certo tipo di transizione di fase – come accade, ad esempio, quando l’acqua gela diventando ghiaccio o una
    Capitolo 6 - Il pasto gratuito alla fine dell’universo - 95
    barra di ferro raffreddandosi si magnetizza – non solo si sarebbe potuto
    risolvere il Problema dell’Orizzonte, ma anche il Problema della Piattezza (oltre al Problema del Monopolo).
    Se vi piace bere birra fredda, forse vi sarà capitato di prenderne una bottiglia dal frigorifero e constatare che quando la aprite, con la fuoriuscita della pressione dal contenitore, di colpo la birra congela completamente, magari incrinando la bottiglia. Ciò accade perché, ad alta pressione, il preferito più basso stato energetico della birra è quello liquido, mentre quando la pressione è stata scaricata, lo stato energetico più basso preferito dalla birra è quello solido. Durante la transizione di fase, l’energia può essere liberata perché lo stato energetico
    più basso di una certa fase può avere un’energia più bassa che nello stato energetico più basso dell’altra fase. Quando tale energia è liberata, viene chiamata “calore latente”.
    Guth comprese che, mentre l’universo stesso si raffreddava con l’espansione
    dovuta al Big Bang, la configurazione della materia e della radiazione durante l’espansione poteva essere rimasta “bloccata” in uno stato metastabile per un certo tempo fino a quando, man mano che l’universo
    si raffreddava sempre di più, questa configurazione era improvvisamente
    passata attraverso una transizione di fase all’energeticamente preferito stato fondamentale della materia e della radiazione. L’energia immagazzinata nella configurazione del “falso vuoto” dell’universo prima
    che la transizione di fase si fosse completata – il “calore latente” dell’universo, se vogliamo – avrebbe potuto influenzare drasticamente l’espansione dell’universo durante il periodo precedente la transizione.
    L’energia del falso vuoto si comporterebbe proprio come una costante
    cosmologica poiché agisce come un’energia che permea lo spazio
    vuoto. Questo provocherebbe un’accelerazione sempre maggiore dell’espansione dell’universo in quel periodo. Alla fine, quello che diventerebbe il nostro universo osservabile inizierebbe a crescere più velocemente della velocità della luce. Questo è ammesso nella relatività
    generale, sebbene sembri violare la relatività speciale di Einstein, che afferma che nulla può viaggiare più velocemente della luce. Ma qui si deve fare come gli avvocati ed eseguire un’analisi grammaticale
    un po’ più accurata. La relatività speciale afferma che niente può viaggiare nello spazio a velocità superiore a quella della luce; ma lo spazio stesso può fare qualunque cosa voglia, perlomeno nella relati96
    - L’Universo dal nulla
    vità generale. E via via che si espande, lo spazio può trasportare oggetti
    distanti, che si trovano nello stato di quiete nel proprio spazio, separati gli uni dagli altri a velocità superluminali.
    Risulta che l’universo potrebbe essersi espanso durante questo periodo
    inflazionistico di un fattore superiore a 1028. Pur trattandosi di una quantità incredibile, sorprendentemente ciò sarebbe potuto accadere in una frazione di secondo, durante l’Inflazione, agli albori dell’universo. In questo caso, tutto ciò che è all’interno del nostro universo osservabile,
    prima che l’inflazione avesse luogo era contenuto in un’area molto più piccola di quella a cui potremmo risalire se l’inflazione non fosse avvenuta, e, ancor più importante, così piccola che ci sarebbe stato abbastanza
    tempo perché l’intera regione si stabilizzasse termicamente e raggiungesse esattamente la stessa temperatura.
    L’inflazione rendeva possibile un’altra previsione relativamente generica.
    Via via che un pallone aumenta di volume, la curvatura della sua superficie diminuisce. Qualcosa di simile accade per un universo la cui dimensione si espande esponenzialmente, come può accadere durante l’inflazione, guidata da una costante e grande energia del falso vuoto. Di fatto, quando l’inflazione termina (risolvendo il Problema dell’Orizzonte),
    la curvatura dell’universo (se è diversa da zero, tanto per cominciare) è arrivata a un valore assurdamente piccolo cosicché, anche oggi, quando
    è misurato con precisione l’universo appare essenzialmente piatto.
    L’inflazione è l’unica spiegazione attualmente valida sia dell’omogeneità
    che della piattezza dell’universo, sulla base di quelle che potrebbero
    essere teorie microscopiche fondamentali e calcolabili delle particelle e delle loro interazioni. Inoltre, l’inflazione rende possibile un’altra previsione, forse anche più notevole. Come ho già descritto, le leggi della meccanica quantistica implicano che, su scale molto piccole,
    per tempi molto brevi, lo spazio vuoto possa assomigliare a una fermentazione bollente e gorgogliante di particelle virtuali e campi violentemente fluttuanti in grandezza.
    Queste “fluttuazioni quantistiche” possono essere importanti per determinare il carattere di protoni e atomi, ma generalmente sono invisibili su scale più grandi, il che è una delle ragioni per cui ci sembrano
    così innaturali.
    Tuttavia, durante l’inflazione, queste fluttuazioni quantistiche possono
    determinare quando, quelle che altrimenti sarebbero piccole reCapitolo
    6 - Il pasto gratuito alla fine dell’universo - 97
    gioni differenti dello spazio, terminerebbero il loro periodo di espansione
    esponenziale. A mano a mano che le regioni diverse smettono di essere soggette all’inflazione in momenti leggermente (microscopicamente)
    diversi, la densità di materia e di radiazione derivante dalla liberazione dell’energia del falso vuoto sotto forma di energia di calore, è leggermente diversa in ciascuna di tali regioni.
    Il modello delle fluttuazioni di densità dopo l’inflazione – originate,
    dovrei sottolineare, dalle fluttuazioni quantistiche nello spazio altrimenti vuoto – risulta essere esattamente concorde con il modello osservato delle chiazze fredde e delle chiazze calde su grandi scale nella radiazione cosmica a microonde di fondo. Anche se la coerenza non è una prova, naturalmente, c’è una visione che va diffondendosi sempre più tra i cosmologi secondo cui, ancora una volta, se cammina come un’oca e sembra un’oca e schiamazza come un’oca, probabilmente è un’oca. E se l’inflazione è di fatto responsabile di tutte le piccole fluttuazioni
    nella densità di materia e radiazione che più tardi risulterebbero
    nel collasso gravitazionale della materia in galassie, stelle, pianeti e persone, si può dire davvero che oggi siamo tutti qui a causa delle fluttuazioni quantistiche in quello che è essenzialmente il nulla.
    Questo è così straordinario che voglio nuovamente sottolinearlo. Le fluttuazioni quantistiche, che altrimenti sarebbero state completamente
    invisibili, vengono congelate dall’inflazione e poi emergono come fluttuazioni di densità che producono tutto quello che possiamo
    vedere! Se siamo tutti polvere di stelle, come ho scritto, è anche vero, se l’inflazione ha avuto luogo, che tutti noi, letteralmente, siamo
    emersi dal nulla quantistico.
    Questo è così singolarmente controintuitivo da sembrare quasi magico.
    Ma c’è almeno un aspetto di tutta questa prestigiazione inflazionistica
    che può sembrare particolarmente preoccupante. Innanzitutto, da dove arriva tutta l’energia? Come può una regione microscopicamente piccola finire per diventare oggi una regione grande come l’universo con abbastanza materia e radiazione al suo interno da spiegare tutto quello che possiamo vedere?
    Più generalmente, potremmo chiederci: come mai la densità dell’energia
    può rimanere costante in un universo che si espande con una costante cosmologica, o energia del falso vuoto? Dopotutto, in un universo del genere, lo spazio si espande esponenzialmente, così che
    98 - L’Universo dal nulla
    se la densità dell’energia rimane la stessa, l’energia totale all’interno di ogni regione aumenterà a mano a mano che il volume della regione aumenta. Che cos’è successo alla conservazione dell’energia?
    Questo è un esempio di quello per cui Guth coniò l’espressione “il pasto gratuito ultimo”. Includere gli effetti della gravità nel considerare l’universo, permette agli oggetti di avere – sorprendentemente – energia sia “negativa” che “positiva”. Quest’aspetto della gravità rende possibile il fatto che ciò che è dotato di energia positiva, come la materia e la radiazione,
    possa essere integrato da configurazioni energeticamente negative che bilanciano semplicemente l’energia positiva. Così facendo, la gravità può iniziare con un universo vuoto e finire con un universo pieno.
    Tutto ciò potrebbe anche sembrare sospetto, ma nei fatti è un elemento
    essenziale della vera e propria fascinazione che molti di noi provano
    per un universo piatto; ed è anche qualcosa che potrebbe esservi familiare dai corsi di fisica delle superiori.
    Considerate di lanciare in aria una palla. Generalmente, essa ricadrà
    a terra. Ora lanciatela con maggior forza (supponendo di non essere in casa): questa volta arriverà più in alto e starà in aria più a lungo
    prima di ricadere. Infine, se la lancerete con sufficiente forza non ritornerà affatto a terra, ma sfuggirà al campo gravitazionale terrestre e continuerà ad addentrarsi nel cosmo.
    Come facciamo a sapere quando lo farà? È una semplice questione di contabilità energetica. Un oggetto che si muove nel campo gravitazionale
    della Terra ha due tipi di energia. La prima, l’energia del moto,
    è chiamata energia cinetica, dalla parola greca che sta per “moto”. Quest’energia, che dipende dalla velocità dell’oggetto, è sempre positiva.
    L’altra componente dell’energia, chiamata energia potenziale (con riferimento al potenziale di compiere lavoro), è generalmente negativa.
    Questo perché per definizione l’energia gravitazionale totale di un oggetto a riposo situato a distanza infinita da qualunque altro oggetto risulta uguale a zero, il che sembra ragionevole. L’energia cinetica è chiaramente
    zero, e noi a questo punto definiamo l’energia potenziale a zero e quindi l’energia gravitazionale totale è zero.
    Ora, se l’oggetto non è infinitamente distante da tutti gli altri oggetti ma è vicino a uno di essi, come la Terra, inizierà a cadere verso di esso a causa dell’attrazione gravitazionale. Cadendo, accelererà e se lungo il percorso sbatterà contro qualcosa (poniamo, la vostra testa), potrà comCapitolo
    6 - Il pasto gratuito alla fine dell’universo - 99
    piere del lavoro, tanto per dire, aprendola in due. Quanto più vicino tale oggetto sarà alla superficie della Terra quando verrà lasciato libero, tanto meno lavoro potrà compiere quando arriverà a colpire la Terra. Quindi, l’energia potenziale diminuisce quando ci si avvicina alla Terra. Ma se l’energia potenziale è pari a zero quando l’oggetto è infinitamente lontano dalla Terra, diventerà sempre più negativa con l’avvicinarsi al pianeta,
    perché il suo potenziale di compiere lavoro diminuirà sempre più.
    Nella meccanica classica, come l’ho delineata in questa sede, la definizione dell’energia potenziale è arbitraria. Avrei anche potuto fissare il valore dell’energia potenziale di un oggetto sulla superficie terrestre a zero, e poi tale valore sarebbe aumentato quando l’oggetto si fosse posizionato infinitamente distante. Fissare il valore dell’energia
    totale a zero nell’infinito ha un senso fisico, ma, almeno a questo punto della nostra discussione, è una mera convenzione.
    Indipendentemente da dove si fissi il valore zero dell’energia potenziale,
    quello che c’è di meraviglioso negli oggetti unicamente soggetti
    alla forza di gravità è che la somma della loro energia potenziale e cinetica rimane costante. Mentre l’oggetto cade, l’energia potenziale
    si trasforma in energia cinetica di moto, e quando rimbalza dal suolo, l’energia cinetica ritorna a essere potenziale, e così via.
    Questo ci fornisce un meraviglioso strumento di calcolo per determinare
    a quale velocità si debba lanciare qualcosa in aria perché possa sfuggire alla Terra, poiché se alla fine dovrà arrivare a distanze infinite dalla Terra, la sua energia totale dovrà essere maggiore o uguale a zero. Pertanto dovrò semplicemente accertarmi che la sua energia gravitazionale
    totale nel momento in cui lascia la mia mano sia maggiore o uguale a zero. Poiché posso controllare un solo aspetto della sua energia totale – cioè la velocità con cui lascia la mia mano – non devo far altro che individuare la velocità magica per cui l’energia cinetica positiva della palla uguaglia la sua energia potenziale negativa dovuta all’attrazione
    della superficie terrestre. Sia l’energia cinetica che quella potenziale
    della palla dipendono esattamente allo stesso modo dalla massa della palla, che pertanto si annulla quando queste due quantità sono uguagliate; si individua così un’unica “velocità di fuga” dalla superficie terrestre per tutti gli oggetti, per la precisione pari a circa 11,27 km/s, quando l’energia gravitazionale totale dell’oggetto è esattamente pari a zero. Che cos’ha a che fare tutto questo con l’universo in generale e con
    100 - L’Universo dal nulla
    l’inflazione in particolare, potreste chiedervi? Bene, proprio lo stesso calcolo che ho appena descritto per una palla lanciata in aria dalla mia mano sulla superficie terrestre, si applica a qualsiasi oggetto nel nostro universo in espansione.
    Considerate una regione sferica del nostro universo il cui centro coincide con la nostra posizione (nella galassia Via Lattea), e abbastanza
    grande da racchiudere un gran numero di galassie ma abbastanza
    piccola da rientrare nelle distanze più estese che possiamo attualmente
    osservare:
    se la regione è abbastanza grande ma non troppo, le galassie che si trovano ai bordi si staranno allontanando da noi uniformemente a causa dell’espansione di Hubble, ma le loro velocità saranno di gran lunga inferiori a quella della luce.
    In questo caso, valgono le leggi di Newton, e possiamo ignorare gli effetti della relatività speciale e generale. In altre parole, ogni oggetto
    è governato dalla stessa fisica che descrive le palle che ho appena immaginato di lanciare perché venissero espulse dalla Terra.
    Considerate la galassia mostrata nella figura soprastante, che si allontana
    dal centro della distribuzione come illustrato. Ora potremmo chiederci se la galassia riuscirà a sfuggire all’attrazione gravitazionale di tutte le altre galassie all’interno della sfera, proprio come accade alla palla che si allontana dalla Terra. Il calcolo che dovremmo eseguire per determinare la risposta è esattamente lo stesso che abbiamo eseguito per


    Capitolo 6 - Il pasto gratuito alla fine dell’universo - 101
    la palla. Calcoliamo semplicemente l’energia gravitazionale totale della galassia, basata sul suo movimento in avanti (che le conferisce energia positiva), e sull’attrazione gravitazionale delle sue vicine (che fornisce energia negativa). Se la sua energia totale è più grande di zero, essa sfuggirà
    all’infinito, e se è inferiore a zero, si fermerà e ricadrà verso l’interno.
    Ora, in modo sorprendente, è possibile mostrare che possiamo riscrivere la semplice equazione newtoniana per l’energia gravitazionale
    totale di questa galassia, in un modo che riproduca esattamente l’equazione della relatività generale di Einstein per un universo in espansione. E il termine che corrisponde all’energia gravitazionale totale della galassia diviene, nella relatività generale, il termine che descrive la curvatura dell’universo.
    E così, che cosa scopriamo? Che in un universo piatto, e solo in un universo piatto, l’energia gravitazionale newtoniana totale media di ogni oggetto che si muove con l’espansione è esattamente zero!
    È questo che rende un universo piatto così speciale. In un universo
    del genere l’energia positiva del movimento è esattamente annullata dall’energia negativa dell’attrazione gravitazionale.
    Quando iniziamo a complicare le cose ammettendo che lo spazio vuoto possieda energia, la semplice analogia newtoniana di una palla lanciata in aria non è più corretta, ma la conclusione rimane essenzialmente
    la stessa. In un universo piatto, foss’anche un universo con una piccola costante cosmologica, purché la scala sia abbastanza piccola perché
    le velocità siano molto inferiori a quella della luce, l’energia gravitazionale
    newtoniana associata con ogni oggetto dell’universo è zero.
    Di fatto, con un’energia del vuoto, il “pasto gratuito” di Guth diventa
    ancora più drammatico. Via via che ogni regione dell’universo si espande diventando sempre più grande, essa si avvicina sempre di più a diventare piatta per cui l’energia gravitazionale newtoniana totale di qualsiasi cosa, dopo aver convertito in materia e radiazione l’energia del vuoto durante l’inflazione, varrà esattamente zero.
    Ma potreste ancora chiedervi: da dove viene tutta l’energia necessaria
    a mantenere la densità di energia costante durante l’inflazione, quando l’universo si espande esponenzialmente? In questo caso, il trucco sta in un altro notevole aspetto della relatività generale. Non solo l’energia gravitazionale degli oggetti può essere negativa, ma anche
    la loro “pressione” relativistica.
    102 - L’Universo dal nulla
    La pressione negativa è ancora più difficile da rappresentare dell’energia
    negativa. Il gas in un pallone, poniamo, esercita una pressione sulle pareti del pallone stesso. Così facendo, compie un lavoro sul pallone. Il lavoro che compie fa sì che il gas perda energia e si raffreddi.
    Tuttavia, l’energia dello spazio vuoto risulta gravitazionalmente repulsiva proprio perché conferisce allo spazio vuoto una pressione “negativa”. Come risultato di questa pressione negativa, l’universo compie effettivamente un lavoro sullo spazio vuoto via via che si espande. Questo lavoro consente di mantenere costante la densità energetica dello spazio anche se l’universo si espande.
    In tal modo, se le proprietà quantistiche della materia e della radiazione
    finiscono per conferire anche solo a una regione infinitamente
    piccola dello spazio vuoto energia nei primissimi tempi, questa
    regione può espandersi fino a diventare arbitrariamente grande e arbitrariamente piatta. Una volta terminata l’inflazione, ci si potrà
    ritrovare con un universo pieno di cose (materia e radiazione), e l’energia gravitazionale newtoniana totale di tutte quelle cose sarà quanto più vicina si possa immaginare allo zero.
    Così, una volta depositata tutta la polvere e dopo un secolo di tentativi, abbiamo misurato la curvatura dell’universo scoprendo che è pari a zero. Potete capire perché tanti teorici come me abbiano trovato questo non soltanto molto soddisfacente, ma anche estremamente
    indicativo.
    Un universo dal nulla... davvero.
    .

 

 
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