Astronomia - approfondimento

Astronomia

L’astronomia, dal greco αστρονομία = άστρον + νόμος, astronomia = astron + nomos, ossia “leggi delle stelle”, è la scienza degli oggetti del cielo e dei fenomeni che si originano all’esterno dell’Atmosfera Terrestre (come le Aurore e le radiazioni cosmiche), ed analizza l’evoluzione, la fisica, la chimica, il moto degli oggetti celesti, la formazione e l’evoluzione dell’Universo.

Astrolabio circolare babilonese

Le osservazione astronomiche, così come la parte teorica dell’astronomia sono attività antichissime le cui origini si perdono nella storia: i Greci, i Cinesi, i popoli della Mesopotamia, dell’India e gli egiziani praticavano l’Astronomia, attuando metodologie scientifiche; è una delle poche scienze in cui gli amatori (Astrofili) possono ancora giocare un ruolo fondamentale nell’evoluzione dell’Astronomia, e storicamente molti Astronomi amatori hanno contribuito

direttamente ad importantissime scoperte astronomiche. La civiltà babilonese e gli antichi Greci erano dediti a studi di Astrometria, ossia tramite l’osservazione veniva misurato e registrato il moto delle stelle e dei pianeti; successivamente, il lavoro condotto dagli astronomi come Keplero e del Newton dedicato ai meccanici fisici e matematici hanno messo a fuoco l’attenzione sull’influenza e l’interazione gravitazionale fra i corpi celesti. Oggi i principi del moto degli oggetti celesti sono ben determinati, e l'astronomia moderna si

concentra sull'osservazione e sull’approfondimento della natura fisica dei corpi celesti. Dal XX secolo l’astronomia si è poi scissa in due rami: in astronomia d'osservazione ed astrofisica teorica.

L'astronomia d'osservazione è interessata all'acquisizione dei dati, alla costruzione ed al miglioramento degli strumenti ed alla rielaborazione dei risultati; l'astrofisica teorica è interessata all'accertamento delle implicazioni del calcolatore o dei modelli analitici.

In generale l’Astrofisica è lo studio dei fenomeni fisici e chimici dell’origine e del divenire dei corpi celesti, compiuto con strumenti scientifici, quali spettroscopi, fotometri, radiotelescopi, ecc…
Il fatto che l'astrofisica faccia branca a sé dalla Fisica Generale potrebbe a prima vista sembrare un retaggio storico, dovuto al mantenimento della distinzione scolastica tra mondo sublunare e superlunare, più che a reali differenze di carattere fisico.

Di fatto i corpi celesti dovrebbero essere

costituiti della stessa materia di cui è costituito il mondo direttamente accessibile all'uomo (ma si veda in proposito la questione della cosiddetta materia oscura), e il riconoscimento del fatto che i pianeti obbediscono alle stesse leggi cui obbediscono i gravi sulla superficie terrestre (riconoscimento che in genere si attribuisce a Newton) è stato salutato come una delle più grandi conquiste del pensiero umano.

È tuttavia innegabile che l'astrofisica mantiene una sua identità che la distingue dalle altre branche della fisica, soprattutto perché indaga fenomeni che avvengono (principalmente) sotto l'azione della sola forza di gravità, a grandi distanze e che coinvolgono oggetti di dimensioni notevoli.

Lo studio dell'astrofisica è quindi prima di tutto un controllo dell'invarianza di scala delle leggi fisiche.
La stessa relatività generale ha scarsa applicabilità sulla scala del laboratorio (per quanto sia stata in parte testata proprio su tale scala con l'esperimento di Pound e Rebka) e le prove originali proposte da Einstein (tra le quali la già citata deflessione della luce) erano tutte di carattere astrofisico.

Gli astronomi del Very Large Array (VLA) hanno mappato nel corso degli anni varie zone del cielo alle onde radio nel tentativo di esplorare l’Universo primordiale. Gli scienziati hanno pubblicato le prime immagini che coprono metà del cielo osservato da Socorro, nel Nuovo Messico. Le mappe radio permettono di avere una nuova “finestra” attraverso la quale i radioastronomi si aspettano di rivelare oggetti astronomici come le radio galassie, che produco getti di materia dai loro nuclei, dove si ritiene esistano buchi-neri supergiganti, che si propagano nello spazio a velocità prossime a quelle della luce.

Dalla determinazione delle distanze a cui esse si trovano si può risalire all’epoca di formazione dei primi buchi-neri nella storia dell’Universo.

Una galleria d’immagini radio delle galassie ottenute con i radiotelescopi del VLA.

Una galleria d’immagini radio delle galassie ottenute con i radiotelescopi del VLA.
Le regioni più chiare indicano regioni di emissione di alta brillanza, mentre quelle in rosso scuro sono associate a quelle dove l’emissione radio è più debole. In tutti questi esempi, l’emissione radio si ritiene associata alla materia che si propaga nello spazio sottoforma di due getti a velocità relativistiche a causa della presenza nei nuclei di queste galassie di giganteschi buchi-neri. La forma e le dimensioni riflettono l’evoluzione della galassia, l’ambiente in cui essa si è formata e il materiale che è caduto nel buco-nero centrale.
Credit: NRAO/AUI/NSF Un altro dato importante che si può ottenere da queste mappe è l’osservazione di “aloni” e “resti” di collisioni galattiche negli ammassi di galassie.
Anche in questo caso, questi dati ci possono fornire

informazioni importanti sull’epoca di formazione delle strutture su larga scala. Infine, la formazione di nuove pulsar, cioè stelle di neutroni in rapida rotazione, di pianeti massivi tipo-Giove, che orbitano in sistemi planetari, potrà essere rivelata attraverso l’emissione di intense onde radio, facilmente rivelabile con i radiotelescopi del VLA.

Lo studio dei fenomeni astrofisici è inoltre necessario per la comprensione della cosmologia, branca della fisica tanto fondamentale quanto lo studio delle interazioni tra particelle elementari.

Astrometria

L'astrometria è il settore dell'astronomia che si occupa delle misurazioni, delle posizioni, delle distanze e dei movimenti delle stelle e di altri corpi celesti. Tra i vari obiettivi dell'astrometria, vi è quello di costruire una scala delle distanze cosmiche.

È uno dei campi di applicazione più antichi dell'astronomia, risalente ad Ipparco, che fu il primo a compilare un catalogo stellare delle stelle a lui visibili. Per farlo inventò il sistema della scala di luminosità magnitudine apparente, ancora oggi in uso. La moderna astrometria fu fondata da Friedrich Bessel, che con il suo Fundamenta astronomiae dava le posizioni medie di 3222 stelle osservate tra il 1750 e il 1762 da James Bradley.

Oltre alla fondamentale funzione di fornire agli astronomi un preciso sistema di riferimento su cui basare le osservazioni, l'astrometria è anche alla base della meccanica celeste, della dinamica stellare e dell'astronomia galattica. L'astrometria è indispensabile per mantenere il conto del tempo, in quanto il fuso orario UTC rappresenta il Tempo Atomico Internazionale sincronizzato con la rotazione della Terra, ottenuto grazie ad osservazioni astrometriche estremamente precise.

Grazie ad essa si sono avuti nel corso dei secoli importanti passi avanti nelle scienze e nelle tecnologie, e in particolare ne hanno beneficiato:

le meridiane, efficaci nel misurare il tempo;

l'astrolabio, inventato per misurare gli angoli celesti;

le applicazioni astronomiche che portarono allo sviluppo della geometria sferica;

la misurazione precisa del movimento dei pianeti da parte di Tycho Brahe che dette il via alla rivoluzione Copernicana, cambiando radicalmente il modo di vedere l'Universo;

il sestante che migliorò enormemente le misure degli angoli celesti. Un esempio di sviluppo più recente fu l'uso delle variabili Cefeidi per misurare le distanze delle nebulose. Questo portò alla scoperta delle galassie esterne alla nostra da parte dei Edwin Hubble che utilizzò il metodo della parallasse sulle Cefeidi vicine, e fu così in grado di correlare il loro periodo di variazione con la loro luminosità assoluta. Misurando quindi il periodo e la luminosità apparente delle Cefeidi presenti nelle nebulose, riuscì a determinare la loro distanza, arrivando a

formulare quella che fu chiamata la legge di Hubble, che ancora oggi è una delle proprietà fondamentali dell'Universo.

L'ultimo sviluppo dell'astrometria è rappresentato dalla sua applicazione alla tecnologia spaziale: dal 1989 al 1993 il satellite Hipparcos dell'Agenzia Spaziale Europea collezionò precise misure astrometriche che portarono alla compilazione di un catalogo con più di un milione di stelle, con posizioni accurate fino a 20 o 30 millesimi di secondo d'arco.

Astronomia solare

La stella a noi più vicina e maggiormente studiata è il sole, una stella nana tipica della sequenza principale di categoria stellare G2 V , di circa 4.7 Gyr di età.

Il sole non è considerato una stella variabile, ma subisce i cambiamenti periodici nell'attività conosciuta come il ciclo di macchie solari o sunspot: i Sunspots sono regioni della temperatura media inferiore associate ad un’attività magnetica intensa.

Il sole è aumentato costantemente di luminosità durante la sua vita: è stato stimato del 40% da quando si è trasformato in una stella della sequenza principale.

Il sole inoltre ha subito i cambiamenti periodici nella luminosità, e questa sua attività ha avuto effetti significativi sulla terra: ad esempio il minimo di Maunder si crede sia stata causa del fenomeno di microglaciazione durante Medio Evo.
La superficie esterna visibile del sole è denominata il Fotosfera, e sopra questo strato vi è una regione sottile conosciuta come Cromosfera; questa è circondata da una regione di transizione caratterizzata dal velocissimo variare ed aumentare delle temperature, detta allora "corona super-heated".
Al centro del sole vi è la regione detta nucleo, dal volume, temperatura e pressione sufficienti affinchè accadano le reazioni di fusione nucleare.

Sopra il nucleo vi è la zona di radiazione, dove il plasma trasporta il cambiamento continuo di energia per mezzo di radiazioni. Gli strati esterni formano una zona di convezione dove il materiale gassoso trasporta l'energia, tutto ciò si manifesta principalmente proprio con lo spostamento fisico degli stessi gas. Si crede che questa zona di convezione generi l'attività magnetica che poi darà vita alle macchie solari. Particelle di plasma fuoriescono costantemente dal sole dando vita al cosìdetto vento solare che, interagendo con la magnetosfera della terra genera il fenomeno dell’aurora.

Planetologia

Per planetologia (chiamata anche scienza planetaria o astronomia planetaria) si intende lo studio delle proprietà fisiche dei corpi planetari, spesso non limitato ai soli pianeti ma esteso a tutti i corpi celesti non stellari, interni ed esterni al sistema solare; in genere si annoverano tra gli studi di planetologia anche quelli riguardanti le origini dei sistemi planetari e la loro evoluzione dinamica.

Per quanto si possano far risalire le sue origini al riconoscimento, da parte di Galileo, di strutture assimilabili a montagne sul suolo lunare, la planetologia è una scienza il cui sviluppo è soprattutto recente. Lo studio dell'ambiente planetario richiede accuratezza di informazioni e precisione.

Nella seconda metà dell'ottocento il contributo di astronomi come Schiaparelli e le sue osservazioni dei "canali" di Marte, oltre a quello di Antoniadi e molti altri astronomi dell'epoca, hanno permesso l'avvento di questa scienza.

Ma è l'avvio dell'astronautica e delle prime missioni planetarie degli anni sessanta a consentire il susseguirsi delle scoperte. La faccia nascosta della Luna, la superficie rossa di Marte, l'atmosfera di Venere. Sono poi le missioni Pioneer e Voyager a completare il quadro generale sui pianeti esterni del sistema solare.

Negli ultimi anni il successo delle missioni dirette su Giove, dei rover teleguidati su Marte, del primo contatto con Titano, a chiarire ancor più la meteorologia e l'origine dei pianeti.

Le branche della planetologia che si occupano dei singoli corpi celesti hanno nomi specifici:

Corpo celeste	Disciplina	Origine del termine
Sole	Eliologia	Helios, dalla lingua greca
Mercurio	Ermeologia	Hermes, dalla lingua greca
Venere	Citerologia	Cythera, dalla lingua greca
Terra	Geologia	Gea, dalla lingua greca
Luna	Selenologia	Selene, dalla lingua greca
Marte	Areologia	Ares, dalla lingua greca
Giove	Zenologia	Zeus, dalla lingua greca
Saturno	Kronologia	Chronos, dalla lingua greca
Urano	Uranologia	Urano, dalla lingua greca
Nettuno	Poseidologia	Poseidone, dalla lingua greca
Plutone	Adeologia	Ade, dalla lingua greca

Pianeti del sistema solare

Lo studio sistematico dei pianeti e della loro evoluzione si è arricchito negli ultimi anni di strumenti sempre più precisi. Dalle osservazioni da terra tramite telescopi, si è giunti negli ultimi anni ad uno studio accurato in loco. Le sonde interplanetarie, veri e propri laboratori vaganti, consentono la rilevazione di dati fondamentali per la conoscenza dei pianeti e dei loro ambienti. Grazie ad esse si è compresa l'atmosfera di Venere, le antiche tracce d'acqua su Marte, la complessa struttura atmosferica dei pianeti gassosi.

Negli ultimi anni, l'esigenza di un costante monitoraggio delle attività atmosferiche dei pianeti, ha invogliato l'aiuto fondamentale del mondo degli astrofili. L'abbattimento dei costi tecnologici ha consentito un aumento impressionante della qualità delle osservazioni anche con piccoli telescopi, superando in qualità ciò che venti anni fa riuscivano a captare i grandi osservatori. Pertanto è nata una rete internazionale di monitoraggio in seno l'UAI (Unione Astrofili Italiani), o presso gli enti internazionali.

Pianeti extrasolari

La recente scoperta di pianeti extrasolari, ovvero di pianeti orbitanti attorno a stelle diverse dal Sole, ha aperto un campo di studi completamente nuovo, trasformando quella che sino ad un decennio fa era solo una speculazione in una evidenza osservativa. L'attuale disponibilità di dati, non certo esenti da effetti di selezione ma in quantità sufficiente per ricerca di regolarità, richiede la formulazione di modelli teorici che li giustifichino rendendo quest'area una delle più fertili dell'astrofisica contemporanea.

An image of the Sigma Orionis region. The multiple star Sigma Orionis, which is visible with the naked eye, is at the center. A box indicates the position of the planet candidate, which is only 8.7 arcminutes from the star. The image was taken from the Digital Sky Survey and has a size of 23 x 22 square arcminutes. The inset shows the infrared image obtained at the William Herschel Telescope by Dr. Victor Bejar and Prof. Eduardo Martin.

Astronomia Stellare

Lo studio delle stelle e dello sviluppo stellare è un campo fondamentale dell’Astronomia ed è basilare alla nostra comprensione dell'universo.

Gli astronomi hanno guadagnato una profonda comprensione della fisica delle stelle con l'osservazione e per mezzo di simulazioni; la genesi delle stelle si verifica nelle regioni dense di polvere e di gas, conosciute come nubi molecolari giganti.

Queste si addensano sotto l'influenza di attrazioni gravitazionali e costituiscono le protostelle; se la regione del nucleo della protostella acquista la temperatura e la pressione sufficienti, innsesca la fusione nucleare e si trasforma in una stella della sequenza principale.

Il tipo di stella che risulterà dipende quasi interamente dalla relativa massa iniziale: più voluminosa la stella, maggiore sarà la temperatura relativa in superficie, e più velocemente consumerà l'idrogeno presente nel nucleo, che con la reazione di fusione nucleare si trasforma in Elio.

Per innescare la fusione dell’Elio è però necessaria una temperatura interna assai maggiore, dunque se nel nucleo vi sono le condizioni perché si innesti la fusione dell’Elio allora la stella si espanderà aumentando notevolmente di temperatura.

Una stella di tipo Gigante Rossa, risultante da tale processo, ha vita molto più corta di una stella all’Idrogeno, e subisce una serie di fasi evolutive più corte, mentre, sempre in funzione della massa iniziale, continua a trasformare gli elementi con fusione nucleare in elementi via via più pesanti.

Il destino finale della stella dipende dalla massa: con stelle massicce esplodono in supernovae, mentre le più piccole formeranno con i propri strati più esterni delle nebulose planetarie, e si evolveranno in Nane Bianche.

Il resto di un supernova è invece una stella di neutroni, densa, o, se la massa stellare iniziale fosse stata almeno tre volte quella solare, un Buco Nero.

Astronomia delle Galassie

Il nostro sistema planetario, il Sistema Solare, è parte di una galassia a spirale detta Via Lattea, a sua una delle galassie di un ammasso detto ammasso galattico locale, o Gruppo Locale.

La via Lattea è costituita da una massa in rotazione di gas, polveri, stelle e di altri oggetti celesti, tenuti insieme dall'attrazione gravitazionale reciproca.

Poichè la terra è situata all'interno dei bracci esterni, dove vi sono molte polveri, ci sono grandi parti della Via Lattea oscurate alla vista, nel centro della galassia vi è la regione detta Nucleo, discoidale e rigonfiata, al centro del quale probabilmente si trova un Buco Nero; il Nucleo è in rotazione ed è circondato da quattro braccia primarie che si sviluppano a spirale al suo esterno: questa è una regione molto attiva nella quale vi sono stelle molto giovani, della II popolazione, mentre il disco centrale ospita come predominanza stelle della I popolazione, e concentrazioni relativamente dense di stelle conosciute come ammassi globulari.

Cosmologia

La cosmologia è la scienza che ha come oggetto di studio l'universo nel suo insieme, ed in particolare ne vuole spiegare l'origine e l'evoluzione. La cosmologia ha le sue radici storiche nella narrazioni religiose riguardo l'origine di tutte le cose (cosmogonia) e nei grandi sistemi filosofici (ad esempio il sistema tolemaico). Oggigiorno la cosmologia è una scienza che fa principalmente parte dell'astronomia, pur raccogliendo in sé diverse discipline e teorie anche al di fuori dell'astronomia stessa, come la fisica delle particelle, la relatività generale, ecc...

Nel mondo occidentale le prime teorie cosmologiche con alcuni fondamenti scientifici (e non puramente religiosi) furono quelle di diversi astronomi e filosofi dell'antica Grecia. Per quanto vi fossero voci discordanti (ad es. Aristarco da Samo, che sostenne un modello in cui la Terra ruota attorno al Sole), l'opinione più diffusa era che la Terra fosse immobile al centro dell'universo, mentre il Sole, la Luna, i pianeti e le stelle ruotavano intorno ad essa incastonati in sfere concentriche. La principale esposizione di questo sistema fu data da Tolomeo nel II secolo, per cui esso è anche noto come Sistema Tolemaico.

Fu solo nel XVI secolo che Copernico ripropose il sistema eliocentrico (o, per l'appunto, copernicano), che prese finalmente il sopravvento nel XVII secolo, grazie fra l'altro all'opera di Galileo e Keplero: fu così finalmente affermato che è la Terra che (in compagnia degli altri pianeti) orbita intorno al Sole e non viceversa. Dal punto di vista filosofico, questo passaggio segnò a fine della concezione dell'universo centrato sull'Uomo, il che provocò olte resistenze ad esempio da parte della Chiesa cattolica; vista l'enorme importanza che ebbe anche al di fuori del campo scientifico, questo cambio di prospettiva è comunemente noto come Rivoluzione copernicana.

Nel 1687 Newton fornì una delle prime chiavi interpretative della struttura del Sistema solare e dell'Universo in generale: la legge di gravitazione universale, che unificava una serie di fenomeni (la caduta dei gravi, le maree, il moto dei pianeti); la cosmologia dei due secoli successivi fu in buona parte un tentativo di applicare le leggi della meccanica newtoniana dapprima al sistema solare e poi ad una scala più ampia.

Tuttavia la reale natura delle stelle (e con essa la possibilità di stimare le distanze cosmologiche) rimase incerta fino a quasi due secoli dopo la pubblicazione della teoria di Newton. Per via della mancata osservazione del moto di parallasse, molti sostenitori del sistema copernicano avevano ipotizzato che esse siano astri simili al Sole ma molto più lontani, e che quindi l'Universo sia un mare infinito di stelle (il primo a sostenere questa tesi fu forse Giordano Bruno). Queste ipotesi trovarono conferma nel 1838, quando Bessel riuscì a misurare la parallasse (e quindi la distanza, di circa 8 anni luce) della stella 61 Cygni.

Nel frattempo, nel 1785 Herschel aveva intuito che la distribuzione delle stelle sulla volta celeste non è uniforme, ma che nella fascia circolare nota fin dall'antichità come Via Lattea il loro numero è molto più alto che altrove. Questo fatto suggeriva che il Sole fosse all'interno di un sistema di stelle a forma di disco che fu chiamato Galassia.

La posizione del Sole entro la Galassia fu a lungo oggetto di controversie, finché nel 1922 l'astronomo olandese Kapteyn dimostrò che esso non è affatto vicino al centro galattico, ma semmai in una posizione piuttosto periferica: la componente stellare della nostra Galassia forma infatti un disco appiattito di circa 100.000 anni luce di diametro, ed il sole si trova a circa 30.000 anni luce dal centro (lo spessore del disco è di poche migliaia di anni luce).

Tuttavia già dagli ultimi anni del XIX secolo l'interesse dalla cosmologia si era spostato su un'altra controversia, che opponeva coloro che sostenevano che la Galassia costituisse praticamente tutto l'Universo, e coloro che invece sostenevano che le cosiddette nebulose a spirale non erano altro che galassie simili alla nostra, che noi osserviamo dall'esterno. Questa seconda ipotesi si rivelò corretta quando nel 1924 Edwin Hubble riuscì a misurare la distanza della Galassia di Andromeda, scoprendo che essa si trova a circa due milioni di anni luce da noi: essa è quindi ben al di fuori della nostra galassia e ha dimensioni simili ad essa.

Si può affermare che la cosmologia moderna nasce fra il 1915 ed il 1929: nel 1915, infatti, Einstein pubblicò il primo articolo riguardo alla teoria della relatività generale, mentre nel 1929 Hubble scoprì la sua famosa legge, che implica che l'Universo è in espansione.

Poco tempo dopo la pubblicazione della sua teoria, che "sostituiva" la gravitazione universale newtoniana, Einstein per primo la applicò al calcolo dell'evoluzione dinamica dell'universo.

Gli fu subito evidente che, assumendo che la materia sia distribuita nell'universo in modo omogeneo, anche un universo infinito tenderebbe a collassare su sé stesso. Essendo però opinione comune che l'universo fosse statico (ed eterno), Einstein ricorse all'artificio di aggiungere nelle equazioni del campo gravitazionale una costante, detta costante cosmologica, per controbilanciare questa contrazione. Questa costante non modificava minimamente le predizioni della teoria in tutti gli altri campi, ma la sua introduzione si prestava ad un altro genere di critica. Infatti, esiste un unico valore della costante cosmologica che consente di avere un universo in equilibrio statico, ed anche in questo caso l'equilibrio risulta instabile; ciò significa che per avere un universo eternamente statico il valore "fisico" della costante cosmologica dovrebbe essere esattamente quello richiesto dalla condizione di staticità. Ogni altro valore, anche estremamente prossimo a quello indicato da Einstein, conduce ad un universo in collasso o in espansione.

Nel 1922 il matematico russo Alexander Friedmann notò questo problema e, abbandonando l'ipotesi che l'universo sia statico (ed eterno), trovò che le soluzioni delle equazioni della relatività generale indicavano che l'universo avrebbe avuto un inizio in cui sarebbe stato infinitamente denso, e che da allora si sarebbe espanso; cinque anni dopo Georges Édouard Lemaître arrivò allo stesso risultato in modo indipendente. Sia Friedman che Lemaître trovarono anche che nel caso da loro esaminato (e comunemente accettato anche attualmente) di un universo omogeneo ed isotropo (accettando il principio cosmologico), la metrica che risolve le equazioni del campo gravitazionale è la cosiddetta metrica di Friedman-Lemaître-Robertson-Walker. L'insieme di questa metrica e delle soluzioni trovate da Friedmann e Lemaître costituiscono il cosiddetto modello cosmologico di Friedmann-Lemaître

Pochi anni dopo queste idee teoriche trovarono una clamorosa conferma sperimentale nella scoperta di Hubble che le galassie si allontanano da noi ad una velocità proporzionale alla loro distanza, la qual cosa può essere spiegata facilmente assumendo che l'universo si stia espandendo.

Le teorie del Big Bang e dello Stato Stazionario

L'idea che l'universo avesse un inizio portò alla formulazione della teoria del Big Bang, ovvero che l'universo sia nato da una singolarità gravitazionale in cui erano concentrati tutto lo spazio-tempo e la materia dell'universo; in particolare nel 1948 Alpher, Bethe e Gamow introdussero il cosiddetto modello αβγ, che spiegava come potesse avvenire la sintesi degli elementi chimici nell'ambito della teoria del Big Bang, ovverso in un universo in rapida espansione ed in raffreddamento.

Tuttavia alcuni scienziati non accettarono l'idea di un universo che non fosse eterno e proposero modelli alternativi; fra questi il più famoso e fortunato fu la teoria dello stato stazionario di Fred Hoyle, in cui l'universo sarebbe eterno e la diluizione della materia dovuta all'espansione sarebbe bilanciata da una continua creazione spontanea di particelle (1948).

Per circa 20 anni la controversia fra i due modelli cosmologici fu alquanto accesa; essa giunse però ad una conclusione piuttosto rapida dopo che l'osservazione della radiazione cosmica di fondo a microonde (nel 1964 da parte di Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson) e diverse misure della densità dei quasar non portarono al quasi totale abbandono delle teorie alternative ed all'adozione quasi unanime di quelle basate sul Big Bang.

Inflazione e materia oscura

Per quanto dopo il 1970 il modello del Big Bang sia rimasto praticamente senza serie alternative, esso presentava e presenta alcune rilevanti lacune. È utile segnalare qui due fra le più importanti, che hanno condotto all'introduzione di due significative modifiche alla teoria. Entrambe queste lacune emersero poco dopo la scoperta della radiazione di fondo, e riguardavano l'estrema uniformità su tutto il cielo della radiazione stessa:

• il primo problema (problema dell'orizzonte) è che nei modelli standard del big bang due regioni di cielo sufficientemente lontane fra loro (ad una distanza angolare superiore a circa un grado) non possono essere entrate in contatto fra loro prima dell'epoca alla quale la radiazione di fondo è stata emessa, per cui non possono aver raggiunto un equilibrio termico alla medesima temperatura; sarebbe quindi logico attendersi disomogeneità molto più accentuate nella radiazione che osserviamo;

• il secondo problema è che nella teoria originale del big bang le fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo sono molto più piccole di quanto sarebbe necessario per spiegare la formazione delle galassie in un tempo più breve dell'età dell'Universo.

Per risolvere il problema dell'orizzonte è stata introdotta un'idea teorica nota come inflazione, secondo la quale subito dopo il Big Bang l'universo avrebbe attraversato una fase di espansione estremamente accelerata (l'inflazione, appunto); due regioni di cielo estremamente lontane fra loro potrebbero quindi essere state in contatto (ed avere avuto il tempo di entrare in equilibrio termico) prima dell'inflazione. L'inflazione darebbe inoltre conto di numerose osservazioni (ad es. la piattezza dell'universo) altrimenti difficili da spiegare.

Per quel che riguarda la crescita delle fluttuazioni fino a formare le galassie, la soluzione comunemente accettata è che esista la cosiddetta materia oscura, ovvero una forma di materia che non abbiamo ancora osservato in quanto sarebbe elettricamente neutra (e quindi non sarebbe in grado di emettere od assorbire luce); la fisica delle particelle fornisce diversi tipi di particelle di cui la materia oscura potrebbe essere costituita, ad es. i neutrini, o più probabilmente i cosiddetti WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles, particelle massive debolmente interagenti). Poiché la materia oscura non sarebbe influenzata dalla radiazione di fondo, essa ha potuto iniziare il suo collasso gravitazionale (dal quale sarebbero nate le galassie) molto prima della materia normale (barionica), eliminando quindi il problema del tempo di formazione delle galassie. Anche la materia oscura spiegherebbe diverse altre osservazioni, fra cui le misurazioni delle curve di rotazione delle galassie, che furono il motivo per cui fu originariamente introdotta.

Inflazione e materia oscura sono ormai entrate a far parte del cosiddetto "modello standard" della cosmologia, ovvero il modello accettato dalla maggior parte della comunità scientifica. Tuttavia entrambe non sono ancora considerate dimostrate, anche se ci sono concrete speranze di poter giungere ad una scoperta decisiva (ad esempio l'individuazione della particella elementare che costituirebbe la materia oscura) in tempi non troppo lunghi. D'altra parte, esistono anche alcuni sostenitori di teorie alternative, ad esempio delle cosiddette teorie MOND (da MOdified Newton Dynamics), che eliminerebbero questi problemi (il particolare il secondo) introducendo delle modifiche alla teoria della gravitazione: queste teorie godono di scarso seguito ma non possono essere del tutto escluse.

L'energia oscura

Il problema forse più importante che affligge il modello del Big Bang è attualmente quello della cosiddetta energia oscura. Infatti alla fine degli anni '90 alcune misure di Supernovae hanno appurato che, contrariamente a quanto atteso, l'espansione dell'universo non sta rallentando, bensì accelerando. Per quanto la relatività generale fornisca un meccanismo (lo stesso che viene utilizzato da alcuni decenni per spiegare l'inflazione) attraverso il quale è possibile avere forme di energia che producono una gravità repulsiva, questa scoperta ha colto di sorpresa la maggior parte dei cosmologi. Al momento attuale non esiste una teoria che possa spiegare in maniera soddisfacente da cosa derivi l'energia (subito battezzata energia oscura) che sarebbe responsabile di questa accelerazione, e che sarebbe la forma dominante di energia nel nostro universo (la sua densità sarebbe infatti oltre 10 volte superiore a quella della materia normale e oltre 2 volte superiore a quella della materia oscura).

Problemi aperti

Oltre ai problemi inerenti la materia oscura (la prova o la smentita della sua esistenza e lo studio della sua eventuale composizione) e l'energia oscura (l'esistenza di un termine cosmologico nelle equazioni di Einstein), nella cosmologia attuale restano aperte molte questioni riguardanti gli istanti iniziali dell'universo, quando la densitàè confrontabile con la densità di Planck e gli effetti quantistici diventano importanti.

Per fornire dati utili a restringere il campo di accettabilità delle teorie per quanto riguarda le fasi iniziali dell'evoluzione dell'universo saranno utili le nuove finestre osservative basate su messaggeri che possano attraversare la materia anche quando questa sia opaca alla radiazione, ad esempio i neutrini e, se saranno rilevate, le onde gravitazionali.

Un altro problema ancora aperto di estremo interesse per la cosmologia è la formazione delle strutture, a tutte le scale, da quella dei superammassi di galassie, a quella galattica, a quella planetaria.