La scoperta della radiazione cosmica di fondo rappresenta una delle più importanti conferme della teoria del Big Bang. Il suo significato va ben oltre la semplice verifica di un modello cosmologico. Quella debole radiazione che giunge da ogni direzione del cielo è infatti qualcosa di straordinario: una fotografia, la più antica fotografia dell’universo.
Per capire perché, occorre immaginare l’universo nei suoi primi istanti di esistenza. In quell’epoca il cosmo era una miscela incandescente di particelle elementari e radiazione con temperature che raggiungevano miliardi di gradi. George Gamow chiamò quello stato Ylem, la materia primordiale da cui avrebbe avuto origine tutto ciò che osserviamo oggi. Le temperature erano così elevate che gli elettroni non potevano ancora legarsi ai nuclei atomici formando atomi stabili. I fotoni urtavano continuamente le particelle cariche presenti nello spazio, cambiando direzione dopo ogni collisione.
L’universo assomigliava a una nebbia densissima. In una giornata di nebbia fitta possiamo vedere soltanto pochi metri davanti a noi perché la luce viene continuamente diffusa dalle minuscole gocce d’acqua sospese nell’aria. Allo stesso modo, nell’universo primordiale i fotoni non erano liberi di propagarsi poiché ogni tentativo di avanzare veniva interrotto da nuove collisioni con le particelle cariche del plasma.
Poi accadde qualcosa di decisivo.
Circa 380.000 anni dopo il Big Bang, la temperatura scese al di sotto dei 3.000 kelvin. Elettroni e nuclei poterono finalmente unirsi formando i primi atomi di idrogeno. Venendo meno gran parte delle cariche libere, i fotoni furono finalmente liberi di propagarsi senza continue interazioni. Lo spazio divenne improvvisamente trasparente e la luce rimasta intrappolata fino a quel momento venne liberata in tutte le direzioni.
Questa radiazione possiede una proprietà molto particolare.
Prima di liberarsi, i fotoni avevano trascorso centinaia di migliaia di anni immersi nel plasma primordiale, interagendo continuamente con la materia. Assorbimenti, emissioni e collisioni si susseguivano senza sosta, permettendo un incessante scambio di energia tra particelle e radiazione. In queste condizioni, materia e radiazione tendevano naturalmente a raggiungere l’equilibrio termodinamico.
In fisica, quando un sistema si trova in equilibrio termico, la radiazione assume una distribuzione di energie molto particolare, descritta dalla legge di Planck. Questa distribuzione prende il nome di radiazione di corpo nero.
Un corpo nero è un oggetto ideale che assorbe tutta la radiazione che riceve e la riemette secondo uno spettro che dipende esclusivamente dalla sua temperatura. La distribuzione delle energie dei fotoni segue una legge precisa, nota come legge di Planck. Misurando tale distribuzione è quindi possibile determinare la temperatura del sistema che ha emesso la radiazione. L’universo primordiale si trovava in condizioni molto vicine a questo stato. Nelle regioni in cui materia e radiazione riuscivano a interagire efficacemente, si instaurava un equilibrio termico locale e la luce assumeva le caratteristiche tipiche di una radiazione di corpo nero.
Quando l’universo divenne trasparente, quella radiazione iniziò a viaggiare liberamente nello spazio conservando la memoria delle condizioni fisiche dell’epoca in cui era stata emessa. Ed è proprio questa impronta che osserviamo ancora oggi.
Le misure effettuate dai satelliti mostrano che la radiazione cosmica di fondo segue la legge di Planck con una precisione straordinaria. In altre parole, la luce che riceviamo oggi possiede esattamente le caratteristiche che ci aspetteremmo da una radiazione emessa da materia e radiazione in equilibrio termico. La temperatura associata a questo spettro è di 2,725 kelvin, circa −270 °C, appena pochi gradi sopra lo zero assoluto. Ma quando questa luce venne emessa, circa 380.000 anni dopo il Big Bang, la sua temperatura era di quasi 3.000 kelvin. Come è possibile che una radiazione nata in un universo così caldo appaia oggi così fredda? La risposta risiede nell’espansione cosmica.
Nel corso di miliardi di anni, lo spazio si è dilatato e le onde luminose si sono allungate insieme ad esso. La lunghezza d’onda della radiazione è aumentata di circa mille volte, facendo diminuire la sua energia e quindi la temperatura associata al suo spettro. Per questo motivo la luce fossile dell’universo non appartiene più al campo della luce visibile. Oggi la osserviamo principalmente nella regione delle microonde, con lunghezze d’onda dell’ordine del millimetro. È proprio da questa caratteristica che deriva il nome con cui è nota agli astronomi: radiazione cosmica di fondo a microonde (Cosmic Microwave Background, CMB).
Ma qui emerge un fatto inatteso.
Lo spettro di corpo nero dimostra che la materia e la radiazione erano riuscite a raggiungere l’equilibrio termico nelle regioni in cui potevano interagire. Tuttavia, quando osserviamo la radiazione cosmica di fondo proveniente da zone del cielo estremamente lontane tra loro, scopriamo che possiedono quasi la stessa temperatura. Le differenze misurate sono dell’ordine di poche decine di milionesimi di grado. Ed è proprio questa uniformità a porre un problema.
A questo punto è importante evitare un equivoco molto diffuso. Il Big Bang non descrive l’esplosione di un punto nello spazio. Di conseguenza, non possiamo immaginare che tutta la materia dell’universo fosse concentrata in una piccola regione che abbia avuto tutto il tempo di uniformarsi termicamente. Secondo il modello cosmologico standard, già nei primi istanti il cosmo poteva essere immensamente esteso, forse addirittura infinito. In un universo del genere esistono regioni così lontane che la luce non avrebbe avuto il tempo di attraversarle nei primi 380.000 anni di storia cosmica.
Eppure, quando osserviamo la radiazione proveniente da queste regioni lontanissime, troviamo quasi la stessa temperatura ovunque. Come hanno fatto zone che non avrebbero dovuto essere mai state in contatto a raggiungere condizioni così simili? Questa domanda è nota come problema dell’orizzonte e sarà una delle motivazioni che porteranno allo sviluppo della teoria dell’inflazione cosmica.
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