QUANDO FINIRA’ L’UNIVERSO ? NON FINIRA’ PER ALMENO ALTRI 2,8 MILIARDI DI ANNI
Sebbene un tale titolo, è da premettere, sembrerebbe più da veggenti con la palla di vetro che da cosmologi, il fascino dell’indagare il possibile futuro dell’evoluzione del cosmo suscita tanto interesse quanto quello di guardare alle nostre spalle, fino ai primordi dell’universo. Le osservazioni astronomiche locali o quelle che si riferiscono alle strutture su grande scala, indicano che l’universo osservabile si sta espandendo, e più di recente si è scoperto che questo avviene ad un tasso crescente. In uno scenario che riprende l’allegoria classica dei secoli passati, in un futuro remoto, le stelle giungeranno al termine della loro vita, e l’intero universo si andrà raffreddando sempre di più fino ad uno stato che, i fisici classici denominavano di “morte termica” eterna. Da tempo la cosmologia contemporanea ipotizza che una tale remota possibilità, quando interpretiamo la novità del ruolo della energia oscura nell’influenzare la dinamica dell’universo, non è l’unica probabile ma che ve ne sono altre diverse e talvolta inusuali. Attualmente, si prevede che l’accelerazione del fattore di scala dell’universo sia causata dall’esistenza di una forma di energia oscura che permea il cosmo. Se l’energia oscura si interpreta semplicemente come il termine cosmologico Λ, ovvero la costante cosmologica, saremo condannati nel futuro ad un universo asintoticamente di de Sitter, come la fase di espansione accelerata che viviamo nell’epoca attuale. Lo scenario si potrebbe modificare significativamente se l’energia oscura o la gravità modificata (rispetto al caso della teoria di Einstein della gravità) abbiano indotto una fase di accelerazione dell’universo in un’epoca cosmica a noi più recente nel passato, che stiamo vivendo tuttora. Le equazioni di Einstein, d’altra parte, ci dicono che qualunque tipo di sostanza (o fluido) presente a livello cosmico controlla la variazione nel tempo della velocità di espansione in due modi: con un contributo proporzionale alla sua densità d’energia e con un contributo proporzionale alla sua pressione. Entrambe queste quantità sono positive (o nulle) per le componenti del fluido cosmico previste dal Modello Standard. La nuova sostanza, per produrre l’effetto gravitazionale opposto, deve quindi essere caratterizzata da una energia negativa o da una pressione negativa. Quindi, l’evoluzione dell’Universo attuale deve essere principalmente determinata da una sostanza (che chiamiamo “energia oscura’) dotata di pressione negativa. In linea teorica, allora, esistono diversi candidati più o meno esotici al ruolo di fluido o sostanza cosmica, che devono soddisfare alle caratteristiche che sopra abbiamo indicato. In vari studi, l’effetto dominante sull’espansione dell’universo nell’epoca attuale viene fatto risalire all’azione di un tipo di agente di energia esotico, come ad esempio una forma di energia oscura detta energia fantasma (phantom energy), che permea l’universo e gioca un ruolo nella equazione di stato cosmologica che soddisfa σ + p < 0 (dove σ è la densità del fluido o sostanza e p e la pressione). La forma della equazione di stato porta alla violazione della condizione di energia nulla (NEC) e, in molti casi, ad un comportamento su scala cosmologica che è giudicato controintuitivo. Una tale forma di energia può originarsi da una modificazione della teoria generale della relatività, come anche da specifici accoppiamenti tra la gravità e campi scalari. In ogni caso, il comportamento della phantom energy influenza l’evoluzione di fondo dell’universo, dando origine ad una singolarità nel futuro, ad un tempo finito dal momento attuale, che produce una divergenza nel fattore di scala dell’espansione. In linea generale, forme di energia oscura che conducono a violazioni delle condizioni di energia, potrebbero anche non portare ad un momento finito nel futuro con una singolarità, piuttosto a scenari che potrebbero essere più o meno regolari. Cosa alquanto strana, si è già da anni dimostrato che certe singolarità nel futuro possono presentarsi in un momento finito dell’evoluzione dell’universo anche nel caso che le quantità di densità e pressione siano classicamente positive. Di recente, uno studio teorico di Diego Sàez-Gomez dell’Università di Lisbona, in Portogallo, e dai suoi colleghi sul server arxiv.org [1] ha associato un interrogativo al destino ultimo del cosmo, come si profila nel caso si adotti come energia oscura la phantom energy. Ci si è chiesti: lo scenario dettato dalla phantom energy potrebbe presentarsi prima di quanto previsto ? Sàez-Gomez e colleghi hanno modellato una varietà di scenari cosmologici che caratterizzano singolarità future e hanno usato i dati sull’espansione più recenti per calcolare un probabile profilo temporale. I dati coinvolgono galassie vicine, supernovae e increspature nella densità della materia note come oscillazioni acustiche dei barioni, ognuno dei quali viene utilizzato per misurare l’energia oscura. Il gruppo di ricerca ha scoperto che un momento finito futuro singolare del tipo phantom energy si potrebbe teoricamente verificare fra circa 2,8 miliardi di anni dal momento attuale. Ma in cosa consiste questa singolarità nel futuro ? E’ un fatto generale che per le teorie metriche della gravitazione, come quella di Einstein, nelle equazioni cosmologiche (equazioni di Friedmann) l’evoluzione nel tempo conduce, anzi fa precipitare l’universo verso una singolarità al futuro (benché non necessariamente, salvo si sia in presenza di una equazione di stato con componente un fluido “fantasma” che violi le condizioni di energia). Il tipo di singolarità è un aspetto non secondario, perché ci si aspetta che, tra quelle ipotizzate dai teorici ce ne siano di non fisiche. Quando ci si trova a ipotizzare il tipo di singolarità futura, dobbiamo eventualmente discriminare tra l’evoluzione cosmologica che prevede la soluzione classica, nel novero di quelle date da una equazione di stato le cui quantità siano positive, il fattore di scala tenda a zero e la densità di energia totale diverga: ci troveremmo al caso delle singolarità Big Bang o Big Crunch. Per una equazione di stato con componente phantom energy, ci troviamo in un tempo finito dal momento attuale, ad iniziare dal Rip time t(s), con un universo che va incontro ad una singolarità dove il fattore di scala dell’espansione diverge, come la densità di energia. Questa è la cosiddetta singolarità Big Rip. Questo tipo di singolarità non è l’unica tra quelle ipotizzate per le condizioni date dalla phantom energy. La singolarità Big Rip è tra le più semplici, perché con essa il fattore di scala diventa infinito, la densità tende ad infinito come la pressione. Essa è una singolarità che comporta l’incompletezza geodetica dello spaziotempo (quindi è una singolarità reale dello spaziotempo). Poi ci sono altri scenari dove le quantità in gioco non divergono in un momento finito nel futuro, ma solo all’infinito. Questi scenari sono detti “Little Rip”, “Pseudo Rip”, “Little Sibling” [2,3,4]. Quando si parla di divergenza di quantità dobbiamo precisare che le singolarità future conseguenti non portano necessariamente ad un comportamento singolare della metrica dello spaziotempo. Gli autori di [1] dimostrano, per il loro modello singolare, che l’approccio ad una singolarità futura avverrà tra circa 2,8 miliardi di anni dal momento attuale, in modo violento, e ancora prima che il nostro Sole abbia terminato il suo ciclo di reazioni termonucleari di fusione.
Bibliografia.
[1] Jose Beltran Jimenez, Ruth Lazkoz, Diego Saez-Gomez, e Vincenzo Salzano, in ePRINT:arXiv:1602.06211v1 [gr-qc] 18 Feb 2016;
[2] P. H. Frampton, K. J. Ludwick e R. J. Scherrer, Phys. Rev. D 84, 063003 (2011); doi:10.1103/PhysRevD.84.063003 [arXiv:1106.4996 [astro-ph.CO]]; S. Nojiri, S. D. Odintsov e D. Saez-Gomez, AIP Conf. Proc. 1458, 207 (2011) doi:10.1063/1.4734414 [arXiv:1108.0767 [hep-th]];
[3] P. H. Frampton, K. J. Ludwick and R. J. Scherrer, Phys. Rev. D 85, 083001 (2012) doi:10.1103/PhysRevD.85.083001 [arXiv:1112.2964[astro-ph.CO]];
[4] M. Bouhmadi-Lopez, A. Errahmani, P. Martin-Moruno, T. Ouali and Y. Tavakoli, Int. J. Mod. Phys. D 24, no. 10, 1550078 (2015) doi:10.1142/S0218271815500789 [arXiv:1407.2446 [gr-qc]].Questo post è stato pubblicato nella pagina del Gruppo FB COSMOLOGIA (General Relativity, Fundamental Physics and Cosmology).
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