Big Bang e nascita delle galassie

Se l’universo si sta espandendo, è naturale pensare che, se potessimo riavvolgere alla stessa velocità il nastro dell’espansione tutta la materia che compone l’Universo tornerebbe a formare l’agglomerato originario, densissimo e molto caldo. Questo esperimento di pensiero ha condotto negli anni ’40 il fisico G. Gamow a elaborare la teoria del Big Bang o modello standard, secondo la quale circa 15-20 miliardi di anni fa l’Universo si trovava in uno stato di densità e temperatura elevatissima, concentrato in uno spazio infinitesimo.
A un tempo infinitesimo iniziò a espandersi a enorme velocità diminuendo temperatura e densità, fino ad assumere le dimensioni e l’aspetto odierno. Tale modello consente di spiegare diverse osservazioni, tra le quali: l’abbondanza presente nell’Universo di nuclei atomici più leggeri (idrogeno, elio, deuterio e litio)  e l’esistenza di una radiazione cosmica di fondo. Cerchiamo di esaminare l’evoluzione dell’Universo dividendola in fasi, in modo da rendere più facile la comprensione del fenomeno.
Fase 1
È la fase che va dall’istante t=0 all’ istante t=5,39 x 10-44( noto anche come tempo di Planck). In questa fase le quattro interazioni della fisica: nucleare forte e debole, elettromagnetica e gravitazionale erano probabilmente unificate. A questo istante la temperatura era elevatissima (T= 1032 K) e l’Universo una singolarità matematica.
Fase 2
L’interazione gravitazionale si separa dalle altre tre interazioni fondamentali che rimangono ancora unificate secondo la Teoria della Grande Unificazione (GUT).
In questa fase l’Universo è pervaso da radiazione in mutua interazione, ossia in equilibrio termico, con elettroni e neutrini.
Fase 3
Mano a mano che la temperatura scende (T=1027 K), si ha il processo di bariogenesi, che determina il prevalere della materia sull’antimateria; l’Universo è costituito da quark, leptoni e corrispondenti antiparticelle, gluoni e bosoni.
Fase 4
Si osserva la separazione dell’interazione elettrodebole in debole ed elettromagnetica. L’Universo è dominato da quark, leptoni, fotoni, neutrini e materia oscura.
Fase 5
A soli 10-4 secondi dopo il Big Bang si generano protoni e neutroni che rimangono in equilibrio termodinamico con elettroni e neutrini.
Fase 6
A circa 0,7 s dopo il Big Bang i neutrini si separano dal resto della materia  e si forma una radiazione fossile di neutrini che è arrivata fino a noi.
Fase 7
Quando l’Universo ha circa 3 minuti di età si è completata la formazione dei nuclei leggeri, come 2H, 3He, 4He e 7Li.
Alla fine dei primi tre minuti di vita, l’Universo è dominato dalla presenza di fotoni, protoni, neutroni, nuclei leggeri, neutrini e materia oscura.
Fase 8
Quando l’Universo aveva circa 300000 anni la radiazione si separò dalla materia. Questa radiazione è giunta fino a noi, ed è conosciuta con il nome di radiazione cosmica di fondo. Da questo momento in poi è possibile fare osservazioni dirette, proprio perché l’Universo diventa trasparente alla radiazione.
Fase 9
Dopo qualche centinaio di milioni di anni la temperatura è scesa fino a 4000 K; piccole fluttuazioni di densità possono cominciare ad attrarre gravitazionalmente la materia circostante portando alla formazione di protogalassie (gigantesche nubi di gas freddissimo) e successivamente di galassie e ammassi di galassie. Dopo quattro miliardi di anni si formano le prime stelle.

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