I primi tre minuti by Steven Weinberg

autore:Steven Weinberg [Weinberg, Steven]
La lingua: ita
Format: epub
editore: Mondadori
pubblicato: 2024-01-31T12:00:00+00:00

V

I primi tre minuti

Ora siamo pronti a seguire l’evoluzione cosmica nel corso dei primi tre minuti. Inizialmente gli eventi si susseguirono con rapidità molto maggiore che non in seguito: non servirebbe a nulla presentare immagini intervallate in modo uniforme, come i fotogrammi di una comune pellicola. Adatterò invece la velocità del nostro film alla progressiva diminuzione della temperatura dell’universo, scattando un’immagine ogni volta che la temperatura sarà calata di un fattore di circa tre.

Purtroppo il nostro film non può partire al tempo zero e in corrispondenza di una temperatura infinita. Al di sopra di una temperatura di soglia di millecinquecento miliardi di gradi Kelvin (1,5 × 1012 °K), l’universo conteneva un numero elevato di particelle note come pioni, i quali pesano circa un settimo di una particella nucleare. (Si veda la tabella a p. 140.) A differenza degli elettroni, dei positoni, dei muoni e dei neutrini, i pioni interagiscono energicamente fra loro e con le particelle nucleari: di fatto proprio lo scambio continuo di pioni fra particelle nucleari è responsabile della massima parte della forza di attrazione che assicura la coesione dei nuclei atomici. La presenza di grandi quantità di tali particelle a interazione forte rende estremamente difficile il calcolo del comportamento della materia a temperature elevatissime; per evitare complessi problemi matematici inizierò pertanto il racconto, in questo capitolo, un centesimo di secondo circa dopo l’inizio, quando la temperatura è già scesa a soli cento miliardi di gradi Kelvin, ossia ben al di sotto delle temperature di soglia per pioni, muoni e tutte le particelle pesanti. Nel capitolo VII diremo qualcosa a proposito di ciò che i fisici teorici pensano possa essere avvenuto negli attimi più vicini all’inizio vero e proprio.

Precisato tutto ciò, facciamo partire il nostro film.

Primo fotogramma. La temperatura dell’universo è di 100 miliardi di gradi Kelvin (1011 °K). L’universo è in questa fase più semplice e facile da descrivere di quanto non sarà mai più in seguito. È pieno di un miscuglio indifferenziato di materia e di radiazione, e ciascuna particella entra rapidissimamente in urto con altre particelle. Perciò, nonostante la rapida espansione, l’universo si trova in uno stato di equilibrio termico pressoché perfetto. I contenuti dell’universo sono quindi determinati dalle norme della meccanica statistica e non dipendono affatto dagli avvenimenti anteriori a questo primo fotogramma. Tutto quel che ci occorre sapere è che la temperatura è di 1011 °K e che le quantità che si conservano – carica, numero barionico, numero leptonico – sono tutte essenzialmente nulle.

Abbondano le particelle le cui temperature di soglia sono inferiori a 1011 °K; si tratta dell’elettrone e della sua antiparticella, il positone, e ovviamente delle particelle prive di massa: il fotone, i neutrini e gli antineutrini. (Si veda ancora la tabella a p. 140.) L’universo è così denso che anche i neutrini, i quali potrebbero viaggiare per anni attraverso lastre di piombo senza essere diffusi, sono mantenuti in equilibrio termodinamico con gli elettroni, i positoni e i fotoni da rapide collisioni sia con essi sia tra loro. (Ripeto che con il termine «neutrini» mi riferisco talvolta tanto ai neutrini quanto agli antineutrini.

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