La creazione di antimateria diventa visibile in una camera in cui latraiettoria di qualsiasi particella dotata di carica elettrica è segnata dauna traccia di bolle in elio liquido. In questo caso l'antimateria è unpositone il cui percorso a spirale in senso orario riempie i due terzi dellafotografia. La spirale più piccola antioraria rappresenta il percorso diun elettrone. Il positone è l' antiparticella dell'elettrone: entrambi han-no massa identica, ma sotto molti altri aspetti, come per la caricaelettrica, i loro attributi sono opposti. Il positone e l'elettrone sono stati

creati in coppia dal decadimento del fotone, o quanto di radiazioneelettromagnetica. Il percorso del fotone non può essere visto, perché ifotoni non hanno carica elettrica e non producono bolle nell'elio. Uncampo magnetico è stato applicato alla camera per curvare le traiet-torie delle particelle. Negli esperimenti ad alta energia la creazionedi coppie particella-antiparticella è comune, mentre l'universo nel suoinsieme pare costituito in prevalenza di materia. La fotografia è sta-ta fatta da Nicholas P. Samios del Brookhaven National Laboratory.

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L'asimmetria cosmicatra materia e antimateria

Sembra che l'universo sia oggi composto quasi interamente di materia.Gli studi condotti nel campo della cosmologia e della fisica delleparticelle suggeriscono una spiegazione soddisfacente del fenomeno

di Frank Wilczek

diverse da reazioni nucleari nella materiae nell'antimateria. Una stella che sia for-mata da materia irradia soprattutto neu-trini, mentre una stella formata da anti-materia darebbe origine soprattutto adantineutrini. Ma il problema non è ancorastato risolto con lo studio dei neutrini,perché la costruzione di un telescopio perneutrini è un'impresa difficilissima. I neu-trini hanno una massa trascurabile e inte-ragiscono molto poco con la materia; laloro rivelazione è problematica.

Almeno per il momento, l'opinioneprevalente tra gli astronomi e gli astrofisi-ci è che, nell'universo attuale, la materiapredomini sull'antimateria. Come hosuggerito, le prove a sostegno di questaipotesi non sono convincenti benché quel-le in favore dell'esistenza dell'antimateriamanchino quasi completamente. Infine,l'elemento decisivo sembra sia la difficol-tà di immaginare come materia e antima-teria, ai primordi dell'universo, abbianopotuto andare a confinarsi in regioni di-stinte; pare più verosimile che si sianosemplicemente annichilate ovunque.

Q e l'universo è per lo più materia, si èindotti a chiedersi come questa asim-

metria si sia prodotta. Una possibilità èche la preferenza per la materia fosse giàinsita fin dall'inizio e che il materiale pri-mordiale proveniente dal big bang fosseprevalentemente materia. Questa ipotesinon può essere smentita, almeno per ora,ma è piuttosto insoddisfacente. In teoriasi potrebbe spiegare allo stesso modoqualsiasi composizione dell'universo.Inoltre, l'ipotesi di uno squilibrio primor-diale attribuirebbe importanza ftnda-mentale a un insieme di condizioni inizia-li, che non hanno apparentemente alcunabase logica. Qualsiasi alternativa sembraaltrettanto plausibile. Sarebbe molto piùinteressante costruire una teoria, compa-tibile con i principi stabiliti della fisica,nella quale l'universo fosse inizialmentesimmetrico. E proprio una teoria di que-sto tipo quella proposta da cosmologia efisica delle particelle assieme.

Un evento cruciale nella cosmologiamoderna fu la scoperta, fatta negli anniventi da Edwin P. Hubble, che le galassie

si allontanano dalla Terra con velocitàproporzionale alle rispettive distanze. Larecessione delle galassie implica che l'in-tero universo sia in espansione. Unaestrapolazione indietro nel tempo ci con-duce alla conclusione che, all'incirca diecimiliardi di anni fa, il materiale che oraforma le galassie emerse in manieraesplosiva da uno stato altamente com-presso. In realtà, continuando a seguireall'indietro il processo evolutivo, fino aisuoi limiti matematici, si è indotti a pensa-re che l'intero universo all'inizio non fos-se altro che un punto senza dimensioni.

Al momento del big bang, la densità e latemperatura dell'universo erano infinite.La temperatura cadde rapidamente, maper tutta la durata del primo minuto simantenne sopra i 10 10 kelvin. In quellecondizioni, qualsiasi atomo che si fossepotuto formare sarebbe stato immediata-mente disintegrato; persino i nuclei ato-mici non potevano sopravvivere, ma veni-vano decomposti nelle loro particelle co-stituenti. In altre parole, l'universo, neisuoi primi momenti, era un plasma caldo di

T

utti i costituenti fondamentali dellamateria vanno a coppie: per ognitipo di particella vi è un'antiparti-

cella identica per quanto riguarda la mas-sa, ma opposta per quanto riguarda lealtre proprietà, come per esempio la cari-ca elettrica. L'accoppiamento simmetricodi particelle e antiparticelle è richiesto perunificare le due grandi teorie della fisicadel XX secolo: la relatività e la meccanicaquantistica. La simmetria è stata ampia-mente dimostrata dagli esperimenti. Dal1932, l'anno in cui venne scoperto il posi-tone, ossia l'antielettrone, il catalogo del-le antiparticelle si è ingrandito di pari pas-so con il catalogo delle particelle. In real-tà, molto spesso una particella e la suaantiparticella sono state scoperte simul-taneamente quando le due sono statecreate in coppia in un urto ad alta energiaavvenuto in un acceleratore di particelle.Sembra che collisioni di questo tipo dianosempre origine a un'uguale quantità dimateria e di antimateria; in effetti, si èsupposto a lungo che le leggi della naturanon esprimessero preferenze nei confron-ti della materia o dell'antimateria.

Eppure, al di fuori dei laboratori non sitrova quasi mai antimateria. Gli atomi dicui è fatta la Terra consistono di neutroni,protoni ed elettroni, ma mai delle loroantiparticelle. Questa asimmetria prevalein tutto l'universo? In altre parole, l'interouniverso è costituito soprattutto di mate-ria, con qualche traccia di antimateria? Seè così la asimmetria è sempre esistita ol'universo ha avuto origine con egualiquantità di particelle e di antiparticelle e losquilibrio si è sviluppato in seguito?

Recenti scoperte nel campo della co-smologia e della fisica delle particellesuggeriscono risposte a questi interroga-tivi. Esse inducono a credere che nel pri-mo istante dopo il big bang, quando l'uni-verso era molto più caldo e denso di quan-to non sia ora, esistessero quantità egualidi materia e antimateria. Prima che l'uni-verso raggiungesse l'età di 10-" secondi,però, collisioni violente fra le particelle

crearono condizioni tali da produrre subi-to una assimetria tra materia e antimate-ria, conservatasi fino a oggi in tutto l'uni-verso. La strada che porta a questa conclu-sione non è del tutto lastricata, ma cerche-rò di dimostrare che è giusta.

Come possiamo avere la sicurezza chel'universo sia interamente composto

da materia? È facile dimostrare che mate-ria e antimateria non possono venire me-scolate in modo omogeneo. Ogni voltache una particella e la corrispondente an-tiparticella si incontrano, esse si annichi-lano e le loro masse sono convertite inenergia. Perciò una stella, composta permetà da materia e per metà da antimate-ria, scomparirebbe immediatamente conuna gigantesca esplosione. Resta però lapossibilità che materia e antimateria coe-sistano nell'universo, purché ciascunaresti confinata in una regione separatadall'altra da uno spazio vuoto.

Una dimostrazione della prevalenza del-la materia sull'antimateria ci è fornita dairaggi cosmici, ossia le particelle ad alta e-nergia che arrivano dallo spazio. Pare cheesse siano invariabilmente particelle di ma-teria, come protoni, elettroni e nuclei ato-mici formati da protoni e neutroni, mentrenon si osservano antiparticelle. Benché l'o-rigine dei raggi cosmici non sia ancora per-fettamente chiara, è certo che essi proven-gono da ogni parte della Galassia e forse,alcuni, da sorgenti ancora più lontane. Per-tanto sembra accertato che la Via Lattea siacostituita interamente da materia, ed è sol-tanto un poco meno certo che il gruppo digalassie, di cui la Via Lattea fa parte, siaanch'esso composto di sola materia.

Appurare che le galassie più distantisiano composte di materia è un problemapiù difficile. La semplice osservazione diuna galassia non ci offre alcun elementoper capire se essa sia composta di materiao di antimateria. «Osservare» una galas-sia implica la rivelazione di fotoni, oquanti di radiazione elettromagnetica. Ifotoni non comprendono solo la luce visi-

bile, ma anche le onde radio, i raggi X, iraggi gamma e così via. Il problema nascedal fatto che, essendo il fotone l'antiparti-cella di se stesso, non esiste il modo didistinguere un fotone emesso dalla mate-ria da un fotone emesso dall'antimateria.Di conseguenza la luce emessa da unagalassia di antimateria risulterebbe iden-tica a quella di una galassia costituita dimateria, persino nella struttura dettaglia-ta dello spettro. Per esempio le righe diemissione caratteristiche dell'atomo diidrogeno sarebbero perfettamente iden-tiche a quelle dell'atomo di antiidrogeno.

Esiste una circostanza in cui l'osserva-zione di fotoni potrebbe rivelare indiret-tamente la presenza di antimateria. Se unagalassia di antimateria si trovasse in vici-nanza di una galassia di materia, la lorozona di confine sarebbe luogo di frequentiannichilazioni fra particelle e antiparticel-le. L'energia di ciscuna di queste annichi-lazioni si mostrerebbe infine sotto formadi fotoni con la lunghezza d'onda propriadei raggi gamma. Questa zona di confinesarebbe perciò un luogo di abbondanteemissione di raggi gamma. Si conosconoattualmente e sono oggetto di ricerca sor-genti astronomiche di raggi gamma manessuna presenta le caratteristiche giuste.Questo argomento, tuttavia, non è piùvalido, se materia e antimateria sono sepa-rate da uno spazio vuoto. Al massimo ilfatto di non essere riusciti a osservare fortiemissioni di raggi gamma induce a pensareche gli ammassi di galassie debbano essereformati o di sola materia o di sola antima-teria. Questi ammassi sono pervasi da gasintergalattico e qualsiasi differenza nellaloro composizione interna darebbe luogoa emissione di raggi gamma.

In futuro si potrà rispondere al quesito,se esista o no una qualche importanteaggregazione di antimateria nell'univer-so, quando verrà realizzato il telescopioche riveli neutrini anziché fotoni. A diffe-renza del fotone, il neutrino ha un'anti-particella distinguibile. Neutrini e anti-neutrini verrebbero emessi in proporzioni

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particelle libere, molte delle quali, comegli elettroni e i protoni, erano cariche elet-tricamente. Poiché le particelle cariche inmovimento emettono radiazioni elettro-magnetiche, l'universo ai suoi inizi eraricco di fotoni.

L'universo in espansione si raffreddòproprio come si raffredda un gas in espan-sione e, all'incirca tre minuti dopo il bigbang, protoni e neutroni incominciaronoa combinarsi per formare i nuclei degliatomi di elio. I protoni rimasti liberi, infi-ne, si trasformarono in nuclei di idrogeno.(Tutti gli elementi più pesanti, che sonopiuttosto rari su scala cosmica, si sonoformati dall'idrogeno e dall'elio nel centrodelle stelle e nelle esplosioni di superno-va.) Facendo le ipotesi più semplici sullecondizioni dell'universo primordiale, chesiano compatibili con le leggi note dellafisica, si può calcolare che il rapporto inpeso tra elio e idrogeno fosse di circa uno atre. Il valore di questo rapporto è in buonaccordo con quello che si calcola per l'uni-verso di oggi. Il successo di questa previ-sione è una buona prova del fatto che siriesca a comprendere come fosse l'univer-so pochi minuti dopo la sua nascita.

Dopo circa 10 000 anni di espansione,l'universo si era raffreddato sufficiente-mente perché anche l'ultima delle parti-celle cariche venisse incorporata a forma-re atomi. Ogni atomo è elettricamenteneutro, perché contiene un ugual numerodi cariche positive e negative. I fotoni in-teragiscono solo scarsamente con la ma-teria neutra, perciò, a partire da quelmomento, la materia e la radiazione elet-tromagnetica nell'universo rimasero es-senzialmente disaccoppiate. Da allora, laradiazione ha liberamente seguito l'e-spansione dell'universo raffreddandosi

ELETTRONE POSITONE

FOTONE

L'azione della forza elettromagnetica può ve-nir rappresentata come lo scambio di un fotoneda parte di due particelle elettricamente cari-che. L'interazione è raffigurata in un dia-gramma di F'eynman, nel quale il tempo proce-de dal basso verso l'alto e una sola dimensione,che rappresenta lo spazio, va da destra versosinistra. La linea a sinistra in basso rappresentaun elettrone, quella a destra in basso rappre-senta un positone. Le frecce indicano la dire-zione in cui fluisce la carica. (Nella rappre-sentazione matematica dell'interazione, un po-sitone che si muove in avanti nel tempo equi-vale alla sua antiparticella, l'elettrone, chesi muove a ritroso nel tempo.) Il fotone scam-biato altera la traiettoria di ogni particella.

man mano. Come fa la radiazione a raf-freddarsi e , in primo luogo, come fa adavere una temperatura? Se si considera laradiazione come un gas di fotoni, alloraessa si raffredda per espansione circacome un gas di particelle materiali, manmano che diminuisce l'energia media deifotoni. Se la si considera come un'onda,allora l'espansione dello spazio produceun aumento della distanza tra due succes-sive creste d'onda. Una lunghezza d'ondamaggiore corrisponde a una minore ener-gia dei fotoni.

Nel 1964 si scoperse che della radia-zione di microonde colpisce la Terra uni-formemente, da tutte le direzioni. Questaradiazione corrisponde a un gas di fotoni,che riempie l'universo con una densità dicirca 300 fotoni per centimetro cubo. Latemperatura della radiazione è di 2,7 kel-vin, un valore molto ridotto rispetto allatemperatura di circa 10 000 kelvin dell'e-poca del disaccoppiamento. La presenzadi questa radiazione è un'ulteriore provadella correttezza di questa ricostruzioneteorica degli inizi dell'universo.

Nei primissimi secondi dell'universo, leparticelle del caldissimo gas primor-

diale avevano una energia media superio-re alle possibilità del più grande dei mo-derni acceleratori di particelle. Le intera-zioni tra particelle a tali energie potreb-bero essere state diverse, anche qualitati-vamente, da quelle che si osservano ora.Anche se gli eventi verificatisi ai primordidell'universo fossero stati di caratterediverso da quelli riproducibili oggi, pos-siamo ritenere che le leggi naturali cheregolano questi eventi siano sempre lestesse. Si ha bisogno dunque di una teoriache preveda come le particelle si compor-tano a energie molto alte, in base a legginaturali dedotte da eventi osservati aenergie molto più basse.

Tra queste leggi naturali vi sono le leggidi conservazione dei numeri quantici. Unnumero quantico è essenzialmente unespediente per tenere il conto delle varieproprietà delle particelle. Per esempio, lacarica elettrica può venire espressa comeun numero quantico; al protone vieneassegnato il valore +1, all'elettrone ilvalore —1, al fotone e a tutte le altre parti-celle neutre il valore 0. La legge di con-servazione della carica elettrica affermache il numero quantico «carica totale»non può cambiare in una interazione; lasomma di tutti i numeri quantici di caricadopo l'evento deve essere eguale alla lorosomma prima dell'evento.

È importante notare che la conserva-zione della carica elettrica non proibisceun cambiamento del numero delle parti-celle cariche. Un elettrone e un positonepossono annichilarsi a vicenda, diminuen-do di 2 il numero delle particelle. La caricatotale però è 0, sia prima che dopo l'anni-chilazione. Il processo opposto, nel qualeun elettrone e un positone vengono creatida pura energia, obbedisce alla legge diconservazione per lo stesso motivo. Difat-ti, qualsiasi particella può venire creata oannichilarsi contemporaneamente allasua antiparticella e tutti i numeri quantici

resteranno automaticamente conservati.Un numero quantico, chiamato nume-

ro barionico, è di notevole interesse perrisalire all'origine della asimmetria co-smica tra materia e antimateria. I barionisono una grande famiglia di particelle, dicui i più noti sono il protone e il neutrone;essendo i costituenti fondamentali deinuclei atomici, i barioni hanno evidente-mente una funzione importante nellastruttura della materia ordinaria. Al pro-tone, al neutrone e a tutti i vari barioniviene assegnato numero barionico +1.Per l'antiprotone, l'antineutrone e altriantibarioni, il numero barionico è —1.Tutte le altre particelle, inclusi pioni,muoni, neutrini, elettroni, fotoni e le altreantiparticelle hanno numero barionico 0.

La conservazione del numero barioni-co stabilisce che, in qualsiasi reazione, lasomma dei numeri barionici di tutte leparticelle nello stato iniziale è uguale allasomma dei numeri barionici delle parti-celle nello stato finale. Anche in questocaso, il numero delle particelle può cam-biare come succede quando un protone eun antiprotone vengono creati o si anni-chilano in coppia, ma il numero barionicototale resta invariato. Si pensi, per esem-pio, a 2 protoni (con numero barionicototale + 2) che si urtano ad alta energia. Ilprodotto finale potrebbe comprenderequattro protoni, un neutrone, tre antipro-toni e un certo numero di pioni; facendola somma dei numeri barionici, si trovache il totale resta + 2.

Si ritiene che la carica elettrica sia una grandezza che si conserva in tutte le

circostanze. La conservazione assolutadel numero barionico è meno certa; esisteora un forte sospetto che questa leggepossa venire occasionalmente violata.

La prova più convincente della conser-vazione del numero barionico è la stabili-tà del protone. Trattandosi della particel-la di massa più piccola con numero bario-nico + 1, il protone non può decadere innessun insieme di particelle più leggere,senza violare la legge di conservazione.La rivelazione del decadimento di un pro-tone costituirebbe la prova diretta del fat-to che la legge di conservazione del nume-ro barionico non è sempre valida.

Nessuno sinora ha osservato il decadi-mento di un protone e persino calcoligrossolani fanno pensare che la sua vitamedia sia lunga. Se i protoni decadessero,per esempio, nelle ossa umane, l'energiaemessa aumenterebbe l'incidenza delcancro. Sulla base di questa considerazio-ne la vita media del protone deve esseremaggiore di 10 16 anni. Se dei protoni de-cadessero su Giove, l'energia liberatacontribuirebbe alla luminosità del piane-ta. Su questa base la vita media del proto-ne diventa maggiore di 10 18 anni. Espe-rimenti sistematici inducono a ritenereche la vita media del protone sia in effettimaggiore di 10 29 anni. In confronto, l'etàdell'universo è soltanto di 10 10 anni. Evi-dentemente il decadimento di un protonecostituisce un evento estremamente raro.Se risultasse che la sua vita media reale èdi 10 3° anni, allora in cento tonnellate di

materia (un insieme di 10 31 protoni) de-cadrebbero 10 protoni all'anno. Questopiccolo tasso di decadimento fa capire, daun lato, quanto sia rigorosa la legge diconservazione del numero barionico e,dall'altro, quanto sia difficile preparareesperimenti che servano a scoprirne laviolazione. Ciononostante molti di questiesperimenti sono in corso.

Dire che l'universo ha un'eccedenza dimateria rispetto all'antimateria equivalea dire che ha un numero barionico positi-vo. Se la legge di conservazione del nume-ro barionico fosse assoluta, questo nume-ro sarebbe rimasto costante attraverso itempi, Potrebbero esserci stati più barionie antibarioni un tempo, ma il numero dibarioni meno quello degli antibarionidovrebbe essere restato sempre lo stesso.

Si consideri lo stato dell'universoquando aveva l'età di un centesimo disecondo e la temperatura di 10 14 kelvin.A ogni temperatura data corrisponde unamiscela in equilibrio di particelle di tipodiverso tale che il numero di particelle chevengono create da urti o decadimenti ècontrobilanciato dal numero delle parti-celle che vengono distrutte. Nell'universoai suoi inizi, a 10 14 kelvin, la miscela inequilibrio comprendeva circa un miliardodi protoni e un miliardo di antiprotoni perogni protone presente attualmente nel-l'universo. Se il numero barionico dell'u-niverso fosse stato allora uguale a quellodi oggi, il rapporto tra protoni e antipro-toni avrebbe dovuto essere circa di1 000 000 001 a 1 000 000 000: unaasimmetria ben poco evidente.

Successivamente quasi tutti i protoni siannichilarono con gli antiprotoni. Soltan-to la conservazione del numero barionicoimpedì una totale annichilazione di tutti ibarioni e di tutti gli antibarioni. In questaprospettiva, tutti i protoni attualmenteesistenti e perciò tutte le galassie, le stelle,i pianeti e gli esseri senzienti sono quelloche resta di uno squilibrio di una parte suun miliardo. È questo piccolo squilibrio,questo primordiale manifestarsi dellaasimmetria cosmica, tra materia e antima-teria, che richiede una spiegazione. Unavolta stabilito questo eccesso iniziale dimateria, la successiva evoluzione dell'u-niverso diventa relativamente chiara.L'origine della asimmetria iniziale è unmistero più profondo. In particolare, sel'universo, da uno stato iniziale comple-tamente simmetrico tra materia e antima-teria (uno stato con numero barionicouguale a 0), fosse passato a uno statoasimmetrico, nel quale il numero barioni-co fosse maggiore di O e il numero deiprotoni avesse superato quello degli anti-protoni, la legge di conservazione delnumero barionico avrebbe dovuto esserestata violata in qualche stadio.

T1 primo segno del fatto che la conserva-zione del numero barionico non potes-

se essere una legge esatta venne da uncampo di ricerca piuttosto lontano: la teo-ria dei buchi neri. Un analisi matematicaha dimostrato che le sole proprietà deibuchi neri, che possano venir misurate daun osservatore esterno, sono la massa, il

momento angolare e la carica elettrica. Èindicativa l'assenza da questo elenco delnumero barionico. Perciò un buco nerocreato dal collasso di una stella sarebbeindistinguibile da quello creato dal collas-so di una antistella di massa, momentoangolare e carica eguali. Eppure il nume-ro barionico è positivo per la stella, nega-tivo per l'antistella. Chiaramente, non sipuò assegnare un numero barionico a unbuco nero ed essere sicuri che il numerobarionico dell'universo si conservi.

La presunta violazione della legge diconservazione da parte dei buchi neri fapensare che un simile meccanismo su sca-la microscopica potrebbe portare al deca-dimento del protone. In questo processoipotetico, un protone è assorbito da unbuco nero virtuale: una minuscola flut-tuazione di breve durata nella geometriadello spazio-tempo, che in linea di princi-pio potrebbe comparire ovunque e inqualsiasi momento. Il buco nero virtualeimmediatamente decade in un positone ein un raggio gamma. In queste particellela massa o l'energia del protone riapparecosì come riappare la sua carica elettricapositiva; il suo numero barionico invece èirrimediabilmente perduto. Benché i det-tagli di questo processo ipotetico sianoincerti, si calcola che esso implichi, per ilprotone, una vita media dell'ordine di10" anni. Se la conservazione del numerobarionico è violata in questo modo, laviolazione è davvero debole.

Un secondo segno del fatto che la con-servazione del numero barionico è un'ap-prossimazione è un po' meno esotico eanche più potente negli effetti sulla vitamedia del protone. Questo secondo pos-sibile meccanismo è il risultato di sviluppirivoluzionari nelle teorie che descrivonole interazioni tra particelle elementari. Avoler essere precisi, è il risultato dellacomprensione, alla quale si è giunti solonegli ultimi dieci anni, del fatto che sia laforza «forte» (responsabile della coesio-ne dei nuclei degli atomi), sia la forza«debole» (responsabile della maggiorparte dei decadimenti radioattivi) sonosimili alla forza elettromagnetica.

D i queste tre forze, solo l'elettroma-

gnetismo si manifesta normalmentenel mondo macroscopico che noi perce-piamo direttamente. La forza elettroma-gnetica agisce soltanto tra particelle chehanno una carica elettrica; questa intera-zione può venire descritta come lo scam-bio di una terza particella, cioè il fotone.Si dice che il fotone è una particella vetto-re, denominazione che viene data a qual-siasi particella il cui momento angolare dispin, misurato in unità fondamentali, siauguale a 1. Forse la caratteristica piùimportante dell'elettromagnetismo è cheesso può venire descritto da una teoriainvariante per trasformazioni di «gauge».In una teoria di questo tipo, l'origine dellaforza è legata a una legge di conservazio-ne, in questo caso la conservazione dellacarica elettrica. L'accoppiamento di par-ticelle vettori con una carica che si con-serva è tipico delle teorie di «gauge».

Sotto tutti questi aspetti, l'interazione

QUARK

ANTIQUARK

GLUONE

ANTIGLUONE

La forza dell'interazione forte può venire rap-presentata come lo scambio di un gluone daparte di due particelle che hanno la proprietàchiamata colore. In a, le particelle sono deiquark: quello a sinistra è blu, quello a destra èantiblu (si osservi la direzione della freccia).L'interazione forte cambia la traiettoria e an-che il colore di ogni quark. Affinché si conser-vi il colore durante tutta l'interazione, il gluonedeve avere sia un colore che un anticolore; neconsegue che i gluoni stessi vanno soggetti al-l'interazione forte. In b è mostrato l'urto diun gluone con un antigluone. L'interazione for-te lega tra loro i protoni e i neutroni in un nu-cleo atomico. Lega inoltre i quark che si ritie-ne costituiscano i singoli protoni e neutroni.

forte assomiglia a quella elettromagneti-ca. Questa forza nasce da una teoria digauge e una interazione forte può veniredescritta come lo scambio di una particel-la vettore a opera di due altre particelle,che hanno un certo tipo di carica. La par-ticella vettore, tuttavia, non è il fotone,ma una entità ipotetica chiamata gluone,e la carica non è una carica elettrica, mauna proprietà chiamata colore. La carica«colore» naturalmente non ha nulla a chefare con il colore propriamente detto. Laparola carica in questo contesto è menofantasiosa, perché la carica colore ha, nel-le interazioni forti, un ruolo molto similea quello della carica elettrica nell'intera-zione elettromagnetica.

Una differenza tra l'interazione elet-tromagnetica e quella forte è che l'elet-tromagnetismo ha un solo tipo di carica,mentre nelle interazioni forti ve ne sonotre, indicate da R, G e B, dove R sta perred (rosso), G per green (verde) e B perblue (blu). I colori sono portati, dai costi-tuenti fondamentali di tutte le particelleche interagiscono in maniera forte: i

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La famiglia dei 12 quark è raffigurata così come i 12 quark apparirebbero nei diagrammi diFeynman. Ogni quark ha quattro attributi salienti. Prima di tutto, ogni quark viene denominato«su» (u, up) e «giù» (d, down). I quark u hanno unacarica elettrica di + 2/3 e i quark d unacarica elettrica di - 1/3. (La carica di un elettrone è - 1, quella di un positone o di un protone è+ 1). In secondo luogo ogni quark ha un colore rispetto all'interazione forte: rosso (R, red),verde (G, green) e blu (B, blue). In terzo luogo, ogni quark ha uno spin il cui asse è allineato conla direzione del moto della particella (contrassegnato dall'indice D per la particella destrorsa),oppure è contrario alla direzione del moto (contrassegnato dall'indiceS perla particella sinistrorsa).Infine i quark sinistrorsi hanno un colore rispetto alla forza che in natura viene chiamatainterazione debole, la quale media gran parte dei decadimenti radioattivi. Questo colore è il viola(purple) per i quark u e arancione (orange) per i quark d. È curioso che le forze deboli nonriguardino le particelle destrorse o le antiparticelle sinistrorse. Nel formalismo matematicodell'interazione forte, un quark con un dato colore è equivalente a un quark senza colore, ma congli altri due anticolori. È mostrata una equivalenza per ciascun quark destrorso. Invertendo ladirezione delle frecce (non mostrato in figura) un quark si trasforma nel corrispondente antiquark.

Le particelle che interagiscono debolmente includono il neutrino sinistrorso, la sua antiparticella,il neutrino destrorso; l'elettrone sinistrorso e la sua antiparticella, il protone destrorso. Questeparticelle non interagiscono fortemente e sono raffigurate senza cariche di colore forte. La quintaparticella è l'elettrone destrorso. Gli vengono attribuite due cariche di colore debole, una con-figurazione che è equivalente a uno stato privo di carica di colore debole (linea nera senza freccia).

uo

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C\ 2,11/.

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P

'E— SPAZIO

quark. Ogni quark ha un solo colore, indi-cato dall'assegnazione di uno dei trenumeri quantici di colore. Per i quark ros-si, R è uguale a + 1, mentre G e B sonorispettivamente uguali a O. Analogamen-te per i quark verdi, G è uguale a + 1 e perquelli blu, B è uguale a + 1, mentre glialtri numeri quantici di colore sono ugualia O. Questa teoria richiede otto tipi digluoni. Sei tipi trasformano un quark diun dato colore in un quark di colore diffe-rente, in tutti i modi possibili, cioè il rossoin verde, il rosso in blu, il verde in rosso, ilverde in blu, il blu in rosso e il blu inverde. Gli altri due gluoni assomigliano alfotone, in quanto sono portatori di unaforza tra particelle «cariche», pur non al-terandone la carica.

Una proprietà delle cariche colore èche possono annullarsi a vicenda. Peresempio, la combinazione di un quarkrosso, uno verde e uno blu forma unaparticella composta che è priva di colore,

con la quale i gluoni non si accoppiano.(Analogamente particelle dotate di cari-che elettriche opposte possono combinar-si per formare un composto neutro.)Sembra che in natura compaiano soloqueste combinazioni di quark prive dicolore. Tutti i barioni sono costituiti datre quark, uno in ciascuno dei tre colori. Imesoni, un'altra categoria di particelleche interagiscono fortemente, sono costi-tuiti da un quark e da un antiquark.

Un 'altra differenza tra l'interazione for-te e l'elettromagnetismo è che i gluonistessi sono carichi, mentre il fotone non hacarica. Per esempio, il gluone che vieneassorbito da un quark rosso e si trasformain un quark verde, ha R uguale a - 1, Guguale a + l eB uguale a O; con questacombinazione di colori e di anticolori lacarica colore si conserva nel corso dell'in-terazione. Dato che i gluoni si accoppianocon particelle colorate e sono colorati essistessi, i gluoni si accoppiano tra loro. Al

contrario, il fotone è elettricamente neu-tro e non si accoppia con altri fotoni. Que-sta differenza ha una conseguenza dinami-ca molto importante: l'interazione forteperde intensità a breve distanza. I quark silegano poco quando sono vicini, mentre illoro legame diventa fortissimo quandosono un poco più distanti. (In questo conte-sto una distanza lunga è di l 0 13 centimetri.)

Questa legge paradossale spiega moltecose. Sin dalla metà degli anni sessanta,era noto che le proprietà delle particelleche interagiscono fortemente potevano es-sere spiegate con il modello dei quark, manessuno ha mai osservato un quark isolato.Inoltre, l'utilità di trattare una particellache interagisce fortemente come un com-posto di quark si basa su una approssima-zione, nella quale i quark sono particelleessenzialmente non interagenti, contenu-te in un «sacco» (bag) comune. Il fatto chele particelle che interagiscono fortementecome i quark potessero venir descritte consuccesso come non interagenti era scon-certante. L'idea che l'intensità di una inte-razione forte tra quark diminuisce quandoi quark sono vicinissimi spiega in modopreciso perché i quark dentro al saccointeragiscono pochissimo tra loro e tutta-via non possono essere molto allontanati.Forse è impossibile isolare un quark. Lateoria di «gauge» dell'interazione forte, sucui si basa il modello dei quark, conduce amolte previsioni sperimentali che sinora sisono dimostrate corrette, e sta conqui-stando un consenso quasi generale.

T ',interazione debole può venir descritta in modo molto simile alle interazionielettromagnetica e forte, ma ha qualchesua particolarità. In primo luogo, vi sonodue tipi di carica, analoghi ai tre tipi dicarica colore dell'interazione forte. Sichiamano P e O, per indicare i colori pur-pie (viola) e orange (arancione). Tre par-ticelte vettori, chiamate W +, W - e Z,mediano l'interazione. Queste particellehanno masse grandi, a differenza del fo-tone e del gluone, che sono privi di massa.Una particella di massa grande può for-marsi spontaneamente solo come unafluttuazione con vita breve; se ha vitabreve non può andar lontano e, di conse-guenza, l'interazione debole ha un raggiomolto breve. Una caratteristica ancor piùsorprendente della forza debole è cheessa agisce solo su particelle dotate di cer-te proprietà geometriche. I quark, gli elet-troni, i neutrini e poche altre particellepossono venir classificate come destrorseo sinistrorse, a seconda dell'orientamentorelativo tra il loro momento angolare dispin e il loro moto lineare. Una particelladestrorsa ha l'asse di spin parallelo alladirezione del moto, una particella sini-strorsa invece h p lo spin antiparallelo.L'interazione debole riguarda solo parti-celle sinistrorse e antiparticelle destrorse.Insomma le interazioni forte e debolehanno bisogno di cinque tipi di carica co-lore (rosso, verde e blu per l'interazioneforte, viola e arancione per quella debole)e anche di particelle vettori che trasfor-mino alcuni di questi colori.

Nella teoria che ho delineato, la forza

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Il decadimento del neutrone è un'interazione debole che permette allaparticella una vita media di una quindicina di minuti circa soltanto, seessa non è legata nel nucleo di un atomo. In una visione di insieme(diagramma di Feynman a sinistra) il decadimento trasforma il neutro-ne (n) in un protone (p), un elettrone (e -) e un antineutrino M. Inun'analisi più fine (al centro) il neutrone è costituito da tre quark esoltanto il q uark d, situato arbitrariamente a destra partecipa al decadi-mento. Un quark d sinistrorso (c1,) decade in un quark u sinistrorso (uj di

Il decadimento del protone è previsto dalle teorie che unificano l'inte-razione forte e quella debole. Queste teorie presuppongono l'esistenzadi una particella virtuale (X) che ha colore sia forte sia debole e chemedia il decadimento. La sua creazione spontanea è rara, perciò siritiene che il protone sopravviva per 10 31 anni. Nel modo di decadimen-to mostrato in figura il protone (p) è trasformato in due pioni carichi(7 + e 7- ) e in un positone (e-9. L'evento microscopico responsabile deldecadimento è la trasformazione di un singolo quark in due antiquark

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W

e; 170

massa minore, in un elettrone e in un antineutrino. Il quark d, era rossorispetto all'interazione forte e arancione rispetto a quella debole. La ca-rica arancione viene trasformata da una particella 11 a vita breve (vir-tuale), che è arancione e antiviola. Solo i colori deboli vengono cambiati.(Le frecce mostrano la direzione in cui fluiscono le cariche di colore.)Una interazione debole di questo tipo è tipica non solo del decadimentodel neutrone, ma anche della maggior parte dei decadimenti radioattivi.I colori dei quark inalterati non appaiono nel diagramma di destra.

e un positone. Di nuovo, il diagramma a sinistra mostra il decadimentonel suo insieme, il diagramma al centro decompone le particelle inquark e il diagramma a destra mostra il flusso di cariche di colore per ilquark trasformato. Il protone è il membro più leggero della classe dei ba-rioni. Se il barione può decadere, non è una legge di natura che la quantitàdi barioni nell'universo sia costante. Questa legge deve essere stataviolata in qualche epoca della storia dell'universo, se agli inizi dell'uni-verso si è potuta sviluppare un'asimmetria tra materia e antimateria.

32 33

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La violazione della conservazione della parità è stata la prima di unaserie di scoperte le quali dimostrano come le leggi della fisica non sianoindifferenti alla distinzione fra materia e antimateria. La conservazionedella parità, o P, afferma che ogni processo fisico resterebbe invariante,se fosse trasformato nella sua immagine speculare. Il processo mostrato

TEMPO

è il decadimento del muone (u )in un elettrone (e ..), un antineutrino (ve)di tipo elettronico e un neutrino ()) di tipo muonico. L'elettro-ne è sinistrorso. Nella riflessione speculare del decadimento, l'elettro-ne è destrorso. In effetti la parità qui non è conservata: gli elettronisinistrorsi compaiono oltre 1000 volte più spesso di quelli destrorsi.

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La conservazione CP ha proposto una simmetria osservabile anche conviolazione della parità, asserendo che la simmetria violata da unariflessione speculare potrebbe essere ristabilita sostituendo tutte le

particelle con le loro antiparticelle. (La C sta per coniugazione di carica.)Nel decadimento del muone la conservazione CP si dimostra vera: ildecadimento a sinistra e quello a destra risultano ugualmente comuni.

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La violazione della conservazione CP è stata dimostrata nel decadi-mento di un mesone neutro K a vita lunga (K 1). Il decadimento di que-sta particella in .7r-,e + eve è più comune del decadimento nelle antiparti-

celle jr,± e - e Fe. (K è l'antiparticella di se stesso.) Se la simmetria CPnon fosse mai violata, il rapporto tra barioni e antibarioni sarebbe fis-so e nessuna asimmetria potrebbe crearsi tra materia e antimateria.

forte è un meccanismo per trasformare icolori rosso, verde e blu dei quark. Laforza debole compie simili cambiamentisui numeri quantici di colore viola e aran-cione. Se queste teorie dovessero venireveramente unificate, ci si dovrebbe aspet-tare l'esistenza di qualche forza ulterioreche trasformi i colori forti in colori deboli eviceversa. Oltre a essere esteticamente in-teressante, uno schema che includa unanuova forza di questo tipo riesce a sistemarein modo piuttosto chiaro tutte le particellenote. Inoltre, fa previsioni ben precise: peresempio prevede la massa della W, unaparticella che non è ancora stata rivelata.

È proprio nel postulare una nuova for-za che le teorie unificatrici comprometto-no la conservazione del numero barionicoe permettono il decadimento del protone.Nuove particelle vettori, che cambiano ilcolore, vengono introdotte come ponti trale particelle con colore forte, come iquark che compongono il protone, e leparticelle che hanno solo colore debole, ilcui numero barionico è zero. Chiamerò Xtali particelle vettori. La teoria unificatri-ce prevede che la X abbia una massa che è1015 volte quella del protone (essa è gros-solanamente paragonabile alla massa diuna pulce), compressa in un volume disoli 10-22 centimetri di larghezza. Proprioperché la particella X ha una massa tantogrande, la sua creazione spontanea èestremamente rara. Di conseguenza, sistima che la vita media del protone sialunga, ma non infinita: dovrebbe esseredell'ordine di 10 31 anni.

Certamente, una vita media di 1031anni implica che, nell'universo di oggi, laviolazione della conservazione del nume-ro barionico è minima. Come ho già os-servato, tuttavia, l'asimmetria tra materiae antimateria che si osserva oggi corri-sponde a un'asimmetria dell'universo ini-ziale pari soltanto a una parte su un mi-liardo. Inoltre, un modo di decadimentoche richiede la creazione di una particellapesante instabile avrebbe potuto esserepiù comune nei primissimi momenti del-l'universo, quando le particelle pesantiavrebbero potuto venir create liberamen-te da urti ad altissima energia.

Ritorno ora all'idea che le leggi della

fisica siano indifferenti alla distin-zione tra materia e antimateria. La storiadi questa idea è stata una serie di previ-sioni fallite. Fino a metà degli anni cin-quanta, era convinzione generale che leleggi della fisica rimarrebbero invariate,se gli esperimenti venissero ripetuti in unmondo che fosse l'immagine speculare diquello attuale. In altre parole, si ritenevache non fosse possibile fare una distinzio-ne assoluta tra destra e sinistra. Moltiesperimenti diversi tra loro hanno poi ri-velato che l'asimmetria rispetto a una ri-flessione speculare è gravemente violatadalle interazioni deboli. Un esempio ci èdato dal decadimento del muone in unelettrone, un neutrino e un antineutrino.In oltre 999 decadimenti su 1000 si trovache l'elettrone è sinistrorso; l'asse del suospin punta in direzione opposta a quelladel moto. Così il decadimento del muone

fornisce uno standard assoluto di ciò che èsinistrorso rispetto a ciò che è destrorso.

I teorici proposero subito dopo unasimmetria più ampia, che pareva venisserispettata da tutte le interazioni. Questaseconda ipotesi affermava che le leggi del-la fisica resterebbero invariate rispettoalla riflessione speculare di un esperimen-to, se allo stesso tempo tutte le particelledell'esperimento venissero sostituite dal-le loro antiparticelle. Questa simmetria èchiamata CP, per indicare la coniugazio-ne di carica e la parità (o riflessione specu-lare). La simmetria CP prevede, che neldecadimento dell'antimuone, dovrebbevenire emesso un positone invece di unelettrone e che il positone dovrebbe quasisempre essere destrorso. Nel caso deldecadimento del muone, si osserva unasimmetria CP esatta.

Se la simmetria CP fosse assoluta, unaprevalenza di materia o di antimaterianon potrebbe svilupparsi da una egua-glianza primordiale tra di esse. A ogniprocesso che crea una particella, dovreb-be corrispondere un processo egualmenteprobabile che crea l'antiparticella.

Il concetto di una simmetria CP assolu-ta sopravvisse per circa sette anni. Poi siosservò che il mesone K neutro a vitalunga, che coincide con la propria antipar-ticella, decade più spesso in un pione ne-gativo, in un positone e in neutrino diquanto non decada in un pione positivo,in un elettrone e in un antineutrino. Se lasimmetria CP fosse assoluta, i due modi didecadimento dovrebbero essere equipro-babili. Non è stata trovata nessuna viola-zione della simmetria CP, salvo che neldecadimento del mesone K; questa po-trebbe però avere un ruolo molto piùimportante in natura ad altissime energie.

Gli sviluppi descritti fanno pensare chené la stabilità di certe particelle - così

come viene formulata nella legge di con-servazione del numero barionico - nél'indifferenza delle leggi della fisica neldistinguere tra materia e antimateria -così come viene formulata nel principiodella simmetria CP - siano leggi esatte,ma soltanto approssimate. È ben vero chequesti principi hanno oggi una notevolevalidità, ma può darsi che questo non fos-se altrettanto vero ai tempi dell'originedell'universo. Difatti se si permette ancheuna piccola violazione di questi principi,si può costruire una catena specifica dieventi, che conducono da un universosimmetrico rispetto a materia e antimate-ria allo stato iniziale a un universo conuna prevalenza di materia.

La successione dei ragionamenti inco-mincia con l'osservazione che la tempera-tura dell'universo ha continuato a scende-re costantemente dopo il big bang. Quantopiù è alta la temperatura, tanto più elevatesono la velocità media e l'energia delleparticelle che costituiscono l'universo e, diconseguenza, tanto maggiore è l'energiadisponibile in un urto per la creazione dialtre particelle. A una temperatura supe-riore a 10 28 kelvin, l'energia tipica di unaparticella era paragonabile all'energia del-la massa di riposo di una particella X. Fino

a circa 10- 35 secondi dopo il big bang,l'universo aveva questa temperatura equindi si può fare l'ipotesi che contenesseuna grande quantità di particelle X.

Man mano che l'universo si espandevaraffreddandosi, la probabilità. di creareuna particella X diminuiva rapidamente;nel frattempo anche le particelle esistentidecadevano rapidamente. Si suppongache i decadimenti avvenissero senza con-servare il numero barionico. Una particel-la X avrebbe allora potuto decadere inuno qualsiasi di diversi stati finali connumero barionico totale differente, la cuimedia per esempio, avrebbe potuto esse-re uguale a + 2/3. Un universo contenen-te uguale quantità di materia e di antima-teria, prima di raggiungere 10- 35 secondidi età, implicherebbe un uguale numerodi X e di X, dove X è l'antiparticella dellaX. Perciò potrebbe sembrare che ognimodo di decadimento della X sarebbecontrobilanciato dal decadimento di unaX. con produzione di particelle con unnumero barionico medio uguale a — 2/3.In tal caso il numero barionico totale del-l'universo si manterrebbe sempre ugualea zero. In realtà dato, che la simmetria CPpotrebbe non essere stata rispettata inmodo esatto nei decadimenti della X edella X, non si può concludere che le duesequenze di decadimento producesserosempre insiemi di particelle opposte, inmodo simmetrico. La X avrebbe potutoprodurre particelle il cui numero barioni-co medio non fosse uguale a — 2/3 ma, peresempio, a — 1/3.

In questo modo un universo che conte-nesse numeri uguali di X e X si sarebbetrasformato in un universo con numerobarionico positivo e una corrispondentepreponderanza di materia. Avrebbe po-tuto essere, per esempio, un universo conuno squilibrio di una parte su un miliardoin favore della materia. Dopo i primi 10-35secondi all'incirca, la temperatura e l'e-nergia tipica di una particella sarebberoscese, in tutto l'universo, al di sotto dellasoglia necessaria per la creazione di una Xe di una X. Il processo che viola la conser-vazione del numero barionico sarebbeallora diventato insignificante e la preva-lenza della materia sull'antimateria si sa-rebbe congelata. L'universo avrebbe con-tinuato a contenere un numero di barionie di antibarioni molto più elevato di quel-lo attuale, ma la maggior parte di essiavrebbero finito con l'annichilarsi la-sciando come residuo la materia che siosserva oggi.

Molti aspetti di questa argomentazionesono altamente speculativi e la spiegazio-ne dell'asimmetria cosmica tra materia eantimateria può sembrare più mitica chescientifica. In una certa misura ciò è inevi-tabile, dato che le condizioni estreme del-l'universo alle sue origini non possonovenir riprodotte in un laboratorio. Ciòche distingue la speculazione scientificadal mito sono la sua coerenza logica e lariconducibilità a prove sperimentali dialmeno una parte dei suoi elementi. Hodescritto come la logica interna della fisi-ca delle particelle conduca a teorie unifi-cate, nelle quali il numero barionico non è

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10-35 SECONDI DA 10-3 SECONDI A ORA

L'evoluzione della asimmetria cosmica tra materia e antimateria èillustrata in questi riquadri secondo le previsioni delle teorie che unifi-cano la interazione forte e quella debole. Il riquadro a simbolizzal'universo 10- 35 secondi dopo il big bang, con ugual quantità di particel-le X (pallini in nero) e di rispettive antiparticelle X (pallini neri vuoti).Nel neonato universo tali particelle erano prodotte in abbondanza dacollisioni a energie elevatissime. Il riquadro b mostra l'universo nelperiodo compreso tra 10- 34 e 10-4 secondi: le particelle X e X sonodecadute secondo modi che non sempre conservano il numero ba-rionico e la simmetria CP. Come conseguenza si ha un leggero van-

taggio dei protoni (pallini in colore) sugli antiprotoni (pallini in colorevuoti). Nel riquadro vi sono sei protoni in più rispetto agli antiprotoni;in realtà lo squilibrio era molto più piccolo: una parte su un miliardo. An-che se il protone ha una massa inferiore aX di un fattore 1 0 15 è raffiguratopiù grande perché, per la meccanica quantistica, la massa è inversamenteproporzionale all'incertezza nella posizione. Il riquadro c mostra l'uni-verso tra 10-3 secondi e l'epoca attuale. Ogni urto tra un protone e unantiprotone ha causato l'annichilazione di entrambe le particelle e sonosopravvissuti solo i protoni in più i quali sono la causa dell'evidentepreponderanza della materia sull'antimateria nell'universo attuale.

conservato. Ho osservato come i futurisviluppi sia nell'astronomia del neutrinosia nella ricerca del decadimento del pro-tone sottoporranno a verifica queste teo-rie. Se questi difficili esperimenti darannorisultati coerenti con le previsioni teori-che, la scienza si avvicinerà molto allacomprensione di una misteriosa asimme-tria. Persino ora, i calcoli eseguiti in ac-cordo con le teorie unificate suggerisconoche la densità media nell'universo di oggisia compatibile con il corso primordialedegli eventi, come viene formulato daqueste stesse teorie. A causa di incertezzecirca il meccanismo della violazione CP, èdifficile fare calcoli con precisione, ma ilquadro qualitativo è soddisfacente.

Resta un ulteriore interrogativo. Ho

descritto in quale modo l'universopossa essere iniziato con una simmetriatra materia e antimateria ed essersi poisviluppato in modo asimmetrico. Perchél'universo, inizialmente, era simmetrico?

A un primo livello, si può risponderealla domanda in modo statistico. Anchese le interazioni che violano il numerobarionico fossero state frequenti nell'uni-verso ai primordi, la condizione universa-le più probabile, che si sarebbe raggiuntaallo stato di equilibrio prima di 1 0-35 se-condi, è una condizione nella quale laquantità di materia è uguale alla quantitàdi antimateria. Pertanto, le teorie unifica-

te impongono la simmetria iniziale auto-maticamente; non è necessario postularlaseparatamente. Dopo 10- 35 secondi, il tas-so di decadimento delle X e delle X sa-rebbe stato lento rispetto a quello dell'e-spansione e del raffreddamento dell'uni-verso. In tali condizioni, l'equilibrio nonavrebbe più potuto essere raggiunto.

A un livello più profondo, questa spie-gazione non mi pare soddisfacente. Nonspiega perché l'universo debba aver avutoinizio con un evento esplosivo. E nemme-no spiega perché l'universo è simmetricoin diversi altri modi: in media è neutroelettricamente e sembra che abbia unmomento angolare totale nullo.

Descriverò ora un'idea che forse cicondurrà alla comprensione di questiproblemi. Non è una teoria ben stabilita,ma può suggerire un programma di ricer-ca. In realtà si tratta della motivazioneoriginaria del mio lavoro sulla asimmetriadella materia rispetto all'antimateria.

Le moderne teorie sulle interazioni traparticelle elementari fanno supporre chel'universo possa esistere in fasi diverse,che sono, in un certo senso, analoghe allefasi liquida e solida dell'acqua. Nelle variefasi, le proprietà della materia sono diffe-renti; per esempio, una certa particellapotrebbe essere priva di massa in una del-le fasi, mentre in un'altra fase può esseredotata di massa. Le leggi della fisica sonopiù simmetriche in certi fasi che in altre,

proprio come l'acqua liquida è più simme-trica del ghiaccio, nel quale il reticolo cri-stallino fa una distinzione tra certe posi-zioni e direzioni nello spazio.

In queste teorie, la fase più simmetricadell'universo generalmente risulta insta-bile. Si può speculare sul fatto che l'uni-verso si sia trovato all'inizio nello statopiù simmetrico possibile e che, in tale sta-to, non ci fosse materia: l'universo eratutto vuoto. Un secondo stato era dispo-nibile, e in questo esisteva la materia.Questo secondo stato era leggermentemeno simmetrico, ma anche di energiapiù bassa. Infine si manifestò una piccolaparte di questa fase meno simmetrica ecrebbe rapidamente. L'energia liberatadalla transizione prese forma attraversola creazione di particelle. Questo eventopotrebbe venir identificato con il bigbang. In questo modo sarebbe garantita laneutralità elettrica dell'universo delleparticelle, poiché l'universo, nella suafase priva di materia, era stato elettrica-mente neutro. L'assenza di rotazione nel-l'universo potrebbe venir interpretatacome la condizione più favorevole ai finidel cambiamento di fase e della crescitasuccessiva, con tutto ciò che questa cresci-ta implicava, compresa l'asimmetria co-smica tra materia e antimateria. All'anti-co quesito: «Perché esiste qualCosa inve-ce del nulla?», si potrebbe rispondere che«il nulla» è instabile.

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