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Dopo le scoperte sulla fisica quantistica, che alla fine degli anni Venti si era già completamente sviluppata giungendo a descrivere in modo soddisfacente tutti i fenomeni del mondo atomico; nel 1932, con la scoperta del neutrone e dell’antielettrone, venne varcata una nuova frontiera che ha aperto un nuovo capitolo della storia della fisica: la fisica subatomica. Mentre Carl Anderson scopriva l’antielettrone o positrone, Ernest Lawrence riuscì ad accelerare protoni lungo una traiettoria a spirale attraverso l’uso di un campo magnetico inventando così il primo ciclotrone. Funzionamento del ciclotrone di Lawrence I protoni, iniettati al centro dell’acceleratore con bassa energia, sono accelerati progressivamente ogni mezzo giro nel momento in cui passano attraverso un’intercapedine formata da due elettrodi cavi a forma di “D” e percorrono una traiettoria a spirale che si allarga sempre di più fino a portarli verso l’esterno della camera a vuoto nella quale circolano dove sono “estratti” dal deflettore e proseguono in linea retta senza venire più accelerati. I protoni accelerati da un campo elettrico oscillante percorrono un’orbita a spirale completamente immersi in un campo magnetico perpendicolare all’orbita che agisce secondo la forza di Lorentz; tanto più sarà grande il raggio dell’orbita, il magnete e la traiettoria percorsa, tanto più saranno elevate le energie raggiunte dalle particelle. Un’ulteriore evoluzione del ciclotrone è rappresentata dal sincrotrone, che permette alle particelle accelerate di percorrere un’orbita circolare in quanto il campo magnetico dei molti magneti distribuiti lungo il percorso e che piegano la traiettoria delle particelle aumenta in sincronismo con l’aumento di energia. Nel sincrotrone quindi le energie che si possono raggiungere non sono condizionate dalle dimensioni o del numero di magneti che la presenza di una traiettoria a spirale comportava e quindi si possono raggiungere energie molto più elevate a minor costo. Comunque, sia che vengano accelerate da un ciclotrone piuttosto che da un sincrotrone, i protoni estratti vengono inviati su un bersaglio fisso, costituito da altre particelle (elettroni, protoni, neutroni) che in queste condizioni si rompono e ,se l’energia è sufficiente, vengono create nuove particelle.

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Tesina Liceo Scientifico coinvolgente materie scientifiche (Fisica Scienze)

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Dopo le scoperte sulla fisica quantistica, che alla fine degli anni Venti si era già completamente sviluppata giungendo a descrivere in modo soddisfacente tutti i fenomeni del mondo atomico; nel 1932, con la scoperta del neutrone e dell’antielettrone, venne varcata una nuova frontiera che ha aperto un nuovo capitolo della storia della fisica: la fisica subatomica.Mentre Carl Anderson scopriva l’antielettrone o positrone, Ernest Lawrence riuscì ad accelerare protoni lungo una traiettoria a spirale attraverso l’uso di un campo magnetico inventando così il primo ciclotrone.

Funzionamento del ciclotrone di LawrenceI protoni, iniettati al centro dell’acceleratore con bassa energia, sono accelerati progressivamente ogni mezzo giro nel momento in cui passano attraverso un’intercapedine formata da due elettrodi cavi a forma di “D” e percorrono una traiettoria a spirale che si allarga sempre di più fino a portarli verso l’esterno della camera a vuoto nella quale circolano dove sono “estratti” dal deflettore e proseguono in linea retta senza venire più accelerati.

I protoni accelerati da un campo elettrico oscillante percorrono un’orbita a spirale completamente immersi in un campo magnetico perpendicolare all’orbita che agisce secondo la forza di Lorentz; tanto più sarà grande il raggio dell’orbita, il magnete e la traiettoria percorsa, tanto più saranno elevate le energie raggiunte dalle particelle.

Un’ulteriore evoluzione del ciclotrone è rappresentata dal sincrotrone, che permette alle particelle accelerate di percorrere un’orbita circolare in quanto il campo magnetico dei molti magneti distribuiti lungo il percorso e che piegano la traiettoria delle particelle aumenta in sincronismo con l’aumento di energia.Nel sincrotrone quindi le energie che si possono raggiungere non sono condizionate dalle dimensioni o del numero di magneti che la presenza di una traiettoria a spirale comportava e quindi si possono raggiungere energie molto più elevate a minor costo.Comunque, sia che vengano accelerate da un ciclotrone piuttosto che da un sincrotrone, i protoni estratti vengono inviati su un bersaglio fisso, costituito da altre particelle (elettroni, protoni, neutroni) che in queste condizioni si rompono e ,se l’energia è sufficiente, vengono create nuove particelle.Infine, tramite dei sofisticati rilevatori, si studiano le proprietà, le reazioni e le forze che producono queste spettacolari trasformazioni di energia in massa.

Un’ulteriore evoluzione che ha permesso di ottenere urti tra particelle a energie sempre più elevate è rappresentata dai collisori di particelle, composti in sostanza da due sincrotroni che accelerano fasci di particelle in senso opposto per poi farle collidere ottenendo un energia quasi doppia rispetto a quella raggiunta da ogni singolo sincrotrone.Uno di questi apparati entrò in funzione nel 1971 al CERN col nome di ISR (Intersecting Storage Ring); era il primo collisore protone-protone che permetteva di accelerare in senso opposto due fasci di protoni di 30GeV ciascuno che si intersecavano in 8 punti diversi.In questi punti quindi le collisioni avvenivano ad un’energia di 60GeV, molto più elevata rispetto alle collisioni di un protone di 30GeV con un protone di un bersaglio fisso (8GeV).

Il collisore con il quale si ottenevano le massime energie nell’annichilazione elettrone-positrone è il LEP (Large Electron Positron collider), installato al CERN in un tunnel sotterraneo di 27 Km nel quale circolano in una ciambella di alluminio queste particelle, accelerate fino a 100GeV da campi magnetici alternati che vengono generati con l’utilizzo di cavità superconduttrici.

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PERCHE’ ENERGIE SEMPRE PIU’ GRANDI?I motivi principali per cui ci si spinge ad ottenere energie sempre più elevate sono due:1- L’energia può essere trasformata in massa secondo la legge di Einstein E=mc² quindi più energia si ha a disposizione e maggiore sarà la massa delle particelle che possono essere create nella collisione.2- Secondo il principio di indeterminazione di Heisenberg più è elevata l’energia che le particelle si scambiano più piccole sono le dimensioni che si possono esplorare.Infatti, secondo il modello standard ogni forza tra particelle-materia è mediata da uno specifico tipo di particella-forza, detta mediatore che viene emessa dalle particelle che interagiscono in qualche maniera tra loro; tuttavia l’emissione dei mediatori implica una violazione del principio di conservazione dell’energia che non può essere spiegata dalla fisica classica ma può essere ammessa da quella moderna se si tiene conto del principio di indeterminazione di Heisenberg: ΔtΔE≥≈ħ.Secondo il principio di indeterminazione più grande è l’apparente violazione di energia , più breve è il tempo per il quale essa può aver luogo e quindi più corto sarà il tragitto che la particella-forza potrà percorrere; concludendo quindi, se si vogliono esplorare dettagli sempre più piccoli è necessario poter scambiare energie sempre più grandi.

SCOPERTA DEI QUARKQueste particelle furono scoperte alla fine degli anni Sessanta presso l’università di Stanford (USA) grazie alla potenza di un acceleratore lineare che consentì di bombardare un bersaglio di idrogeno puro con elettroni di 10 GeV.Si notò che molti più elettroni del previsto venivano diffusi a grandi angoli, corrispondenti ad energie scambiate maggiori di 2 GeV, si dovette concludere che nei protoni-bersaglio sono contenuti dei “noccioli duri” aventi diametro pari a 0.1fm che vennero chiamati quark.Protoni e neutroni sono quindi composti a queste particelle elementari dotate di carica positiva o negativa tenute insieme da una forza molto intensa (forza forte).

Vari tipi di quark: UP, con carica +2/3 e DOWN (-1/3). CHARM e STRANGE, appartenenti alla seconda e più energetici. TOP e BOTTOM, appartenenti alla terza famiglia, ancora più energetici.In natura esistono solamente i quark-up e i quark-down che compongono protoni e neutroni.PROTONE: 2 quark-up e 1 quark-down (carica: +2/3+2/3-1/3 uguale a +1)NEUTRONE: 1 quark-up e 2 quark-down (carica: +2/3-1/3-1/3 quindi neutro)

MODELLO STANDARD

Il punto di forza del Modello Standard, quello che lo rende capace di spiegare così tante cose, è il riportare tutte le particelle osservate a:

6 tipi di leptoni 6 tipi di quark, e... particelle mediatrici di forza

Il primo tipo di particelle materiali che andiamo a conoscere sono i leptoni.

Ci sono sei leptoni, dei quali tre hanno carica elettrica e tre no. Il leptone carico più conosciuto è l'elettrone (e). Gli altri due leptoni carichi sono il muone (µ) e il tau ( ), che sono fondamentalmente elettroni con molta più massa. I leptoni carichi sono tutti negativi.

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Gli altri tre leptoni sono gli elusivi neutrini. Non hanno carica elettrica, e hanno massa piccolissima, o forse non ce l'hanno per niente. C'è un tipo di neutrino che corrisponde a ogni tipo di leptone con carica elettrica.

Per ciascuno dei sei leptoni c'è un leptone di antimateria (antileptone) con massa uguale e carica opposta; inoltre i leptoni sono particelle indipendenti che si trovano isolate a differenza dei quark che si trovano solo in gruppi.

Attualmente, non abbiamo alcuna prova sperimentale che i leptoni abbiano una struttura interna, nè una dimensione.

Secondo tipo di particelle:Quark

Ci sono sei tipi di quark, ma i fisici di solito li raggruppano in tre coppie: Up/Down, Charm/Strange, e Top/Bottom. Per ciascuno di questi quark esiste il corrispondente quark di antimateria (antiquark).

I quark hanno l'insolita caratteristica di avere carica elettrica frazionaria, di 2/3 o -1/3, diversamente dagli elettroni, che hanno carica -1, e dai protoni, che hanno carica +1. I quark sono dotati anche di un altro tipo di carica, chiamata carica di colore.

I quark si raggruppano a formare delle particelle composte chiamate complessivamente adroni che hanno sempre un numero intero di carica; ci sono due tipi di adroni.

I barioni I barioni sono gli adroni composti da tre quark (qqq).

I mesoni I mesoni contengono un quark e un antiquark.

Sia i quark che i leptoni esistono in 3 serie distinte. Ognuna di queste serie viene chiamata generazione di particelle materiali. Una generazione è una serie di quark e leptoni, un tipo per ogni carica. Ogni generazione è tendenzialmente più pesante della serie precedente. Tutta la materia visibile nell'universo è composta dalla prima generazione di particelle materiali: quark up e down, ed elettroni. La seconda e la terza generazione sono instabili, e decadono in particelle della prima generazione. E' per questo motivo che tutta la materia stabile dell'universo è fatta dalle particelle della prima generazione.

Una spinosa questione che ha assillato per molti anni i fisici è stata: "come interagiscono le particelle materiali?".

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Si è capito che tutte le interazioni (o forze) che riguardano le particelle materiali sono dovute ad uno scambio di mediatori di forza. Riprendendo l'immagine del pallone, i giocatori sono le particelle materiali che si passano un pallone, che è la particella mediatrice di forza. Quelle che noi chiamiamo comunemente "forze" sono gli effetti dei mediatori di forza sulle particelle materiali.

Le forze, o interazioni previste dal modello standard sono quattro, di cui una (interazione di Higgs) non è stata ancora confermata sperimentalmente e costituisce infatti uno degli obbiettivi dei ricercatori del CERN che lavoreranno con l’LHC.

Interazione forte

E' stato stabilito i quark e i gluoni (e soltanto loro) hanno una carica che non è di tipo elettromagnetico; questa carica è stata chiamata carica di colore. Tra particelle dotate di carica di colore l'interazione è molto intensa, tanto da meritarsi il nome di interazione forte. Dato che questa interazione tiene insieme i quark a formare gli adroni, la sua particella mediatrice è stata chiamata gluone (dall’inglese “glue”, “incollare”).Indirettamente questa interazione lega anche protoni e neutroni in modo da tenere insieme i nuclei atomici.

Interazione debole

L’interazione debole agisce sui quark e sui leptoni, causando il loro decadimento in quark più leggeri ed elettroni oppure modificando la carica delle particelle (trasformazione di un quark-up in un quark-down); in generale quando un quark o un leptone cambia tipo si dice che cambia sapore. Tutti i cambiamenti di sapore sono dovuti all'interazione debole.

Le particelle mediatrici dell'interazione debole sono i bosoni W+, W-, Z.

Interazione elettromagnetica

L’interazione elettromagnetica agisce sulle particelle dotate di carica e non modifica né il loro colore né il loro sapore; fa in modo che le particelle con la stessa carica si respingano.

I mediatori dell’elettromagnetismo sono i fotoni ed hanno un raggio d’azione illimitato, carica elettrica nulla e massa nulla.

Interrazione di Higgs

Questa interazione è per ora solo una formulazione teorica secondo cui il campo di Higgs riempie lo spazio come un fluido, ostacolando i bosoni W e Z e limitando il raggio d’ezione delle interazioni deboli. Si ritiene che il bosone di Higgs conferisca la proprietà della massa ai quark, ai leptoni e ai bosoni W e Z.

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L’LHC e la ricerca al CERN

L’LHC (Large Hadron Collider, cioè “Grande Collisore di Adroni”) è un gigantesco anello, lungo 27 km, sepolto a circa 100 metri di profondità. Al suo interno, nei prossimi mesi, i suoi circa 7000 magneti, raffreddati con elio liquido a meno di 2 kelvin per renderli superconduttori cominceranno ad accelerare fasci di protoni a velocità inferiori di un milionesimo di punto percentuale rispetto a quella della luce (300 mila km al secondo), al fine di studiare le proprietà fondamentali della materia. Nell’ LHC, quando funzionerà a regime, ci saranno 300 mila miliardi di protoni per ognuno dei sensi di marcia, suddivisi in 2.808 pacchetti a distanza di 7,5 metri l’uno dall’altro. I fasci si incroceranno in 4 punti, dove sono posizionati i rivelatori dei 4 esperimenti (ATLAS, CMS, Alice e LHCb): qui avverranno gli urti tra protone e protone che vogliamo studiare.L’aspetto fondamentale che rende l’LHC così importante per la ricerca mondiale è l’energia che sarà in grado di raggiungere; rispetto al più potente acceleratore di particelle oggi in funzione, il Tevatron al Fermilab di Chicago, l’LHC potrà accelerare i protoni a un’energia 7 volte superiore: “14 Tev” (teraelettronvolt).Viene chiamata terascala, ed è il regno della fisica che si manifesta quando due particelle collidono con un’energia complessiva di circa mille miliardi di elettronvolt, raggiungere questa concentrazione di energia, compressa in un volume immensamente piccolo, rende possibile un fenomeno previsto dalla teoria della relatività di Einstein, la trasformazione di energia in materia.Dall’urto di 2 protoni energetici, nascono così apparentemente dal nulla centinaia di altre particelle, dando vita a quello che in fisica si chiama un “evento”.Aumentare sempre più i livelli energetici raggiungibili consente inoltre di studiare fenomeni che avvengono su scala più piccola: è come aumentare la potenza di ingrandimento di un microscopio. I fenomeni più interessanti, però, sono anche molto rari. E per questo è anche importante la luminosità dello strumento, cioè il numero di collisioni che avranno luogo ogni secondo. La luminosità dell’LHC è un centinaio di volte maggiore di quella del Tevatron.

L’obbiettivo principale e il motore di tutta la ricerca è il bosone di Higgs, una particella che fu prevista dal fisico britannico Peter Higgs nel 1964 per dare coerenza al Modello Standard. La particella di Higgs è importante perché la sua esistenza è necessaria per giustificare una proprietà sotto gli occhi di tutti: la massa (che è proporzionale al peso). Nel Modello Standard, se non ci fosse la particella di Higgs, le particelle non avrebbero massa. La massa delle particelle, secondo questa teoria, dipende da quanto intensamente esse interagiscono con il bosone di Higgs: un elettrone, per esempio, sarebbe più leggero di un quark perché interagisce meno con questa particella.Oltre al bosone di Higgs, comunque, l’LHC potrà far luce anche su molte questioni non chiare e che destano non poca perplessità negli scienziati e nei ricercatori come la reale identità della materia oscura presente nell’universo, senza l’attrazione gravitazionale della quale molte galassie dovrebbero smembrarsi. Gli esperimenti potrebbero dimostrare l’esistenza di nuove forze della natura, oltre alle 4 già note (gravità, elettromagnetismo, forza nucleare forte e forza nucleare debole). Secondo alcune teorie, potrebbero esistere nuove forze simili a quella nucleare debole, ma molto più deboli, che si manifestano solo su scale molto piccole rispetto al nucleo atomico. Potrebbero anche esistere nuovi livelli di struttura all’interno di quelle che oggi consideriamo particelle elementari. L’energia degli acceleratori di particelle è, infatti, come il fattore di ingrandimento di un microscopio ottico: maggiore è l’energia, maggiore è la capacità di guardare nel piccolo. All’Lhc sarà perciò possibile “guardare” all’interno di elettroni e quark… e si potrebbe scoprire che sono composti da altre particelle ancora più piccole, tenute insieme da nuove forze.

Nel caso in cui si scoprissero nuove forze della natura, comunque, si dovrebbero scoprire anche nuove particelle associate a tali forze, perché a ogni forza della natura è associata una particella “mediatrice” (cioè che trasmette la forza).

Oltre a CMS e ATLAS, esperimenti finalizzati, il primo, alla ricerca sulla materia oscura e al bosone di Higgs, il secondo; ci sono anche LhCb e ALICE:LHCb è un esperimento concepito per studiare le lievi asimmetrie tra materia e antimateria. Asimmetrie che potrebbero anche spiegare il motivo per cui l’universo in cui viviamo è dominato da materia, mentre l’antimateria è praticamente assente. Alice è invece pensato per studiare uno stato particolarmente interessante della materia, il “plasma di quark e

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gluoni”, di cui era composto l’universo nei primissimi istanti (20-30 microsecondi) dopo il Big Bang. Il plasma di quark e gluoni è una materia nucleare a grande densità e temperatura elevatissima (mille miliardi di gradi), di cui si conosce molto poco, e che nell’esperimento Alice sarà ottenuto facendo scontrare tra loro nuclei di piombo.

Fra non molto tempo il Large Hadron Colider inaugurerà una nuova era nel campo della fisica, quando estenderà il limite dello studio delle particelle subatomiche a livelli di energia mai raggiunti finora; tuttavia la strada ancora da compiere risulta tutt’altro che breve e le diverse teorie ancora da verificare sono molte, tanto che è già in via di progettazione una nuova macchina che si chiamerà International Linear Collider (ILC), una struttura lunga più di 30 kilometri in grado di sviluppare energie ancora più elevate.

Cosmologia

Il moto di recessione e l’espansione dell’universo

Per comprendere come si è sviluppata la teoria cosmologica odierna bisogna innanzitutto comprendere un aspetto fondamentale che caratterizza il nostro universo, ovvero la sua continua espansione rilevata grazie al red-shift delle galassie e la teoria del moto di recessione.Le galassie, come le stelle, producono spettri a righe. Lo studio degli spettri ha permesso, nei primi anni del secolo scorso, di scoprire alcuni sorprendenti aspetti dellastruttura dell'Universo.Tra il 1910 e il 1925, infatti, sì scoprì che le righe degli spettri: delle galassie sono sempre spostate verso il rosso. Il fenomeno, detto red shift, si spiega considerando l'effetto Doppler (vedi pag. 35) e indica che le galassie si stanno allontanando dal nostra galassia . Successivamente, nel 1929, Edwin Powell Hubble dimostrò che lo spostamento delle righe spettrali verso il rosso è tanto più marcato quanto più la galassia è lontana dal Sistema Solare.In altre parole si può affermare che lo spostamento delle righe degli spettri galattici verso lunghezze d'onda maggiori è direttamente proporzionale alla distanza delle galassie da noi: le galassie più lontane si allontanano più velocemente delle galassie più vicine.

Il movimento di allontanamento delle altre galassie dalla nostra è detto moto di recessione e la relazione tra velocità di allontanamento e distanza della galassia dalla Terra è espressa dalla legge di Hubble:

v=Hddove:

v è la velocità di allontanamento espressa in km/s,

H è la costante di Hubble,

d è la distanza dalla Terra espressa in Mpc.La legge di Hubble è stata verificata sempre con successo, anche se è difficilmente applicabile alle galassie del Gruppo Locale, per le quali sono più evidenti i singoli movimenti all'intemo dell'ammasso, che si sovrappongono al moto generale di recessione (fig, 25).La legge di Hubble fornisce, tra l'altro, un metodo per determinare la distanza delle galassie più lontane, per le quali il metodo delle Cefeidi (vedi pag. 32) risulta di difficile applicazione, perché la grande distanza rende troppo debole il segnale luminoso. In questi casi si osservaPentita dello spostamento verso il rosso nello spettro e si calcola la velocità relativa con le leggi dell'effetto Doppler; infine, si ricava la distanza utilizzando la relazione:

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Indipendentemente dal valore che si attribuisce alla costante di Hubble, si può verificare che l'allontanamento rilevato è uniforme, qualunque dirczione intorno a noivenga presa in esame, al punto che sembra che la nostra Galassia si trovi al centro del sistema in espansione. Poiché la nostra Galassia non si trova la centro dell'Universo, si deve ritenere che il fenomeno riguardi tutte le zone dell'Universo: le galassie si allontanano non solo dalla nostra Galassia, ma anche l'una dall'altra.La scoperta di Hubble ha un'implicazione importantissima: le dimensioni dell'Universo stanno aumentando. Dunque, l'Universo è in espansione e la rapidità con cui si espande è espressa dalla costante di Hubble. Il valore della costante di Hubble' muta nel corso della storia dell'Universo e, secondo le stime più recenti, attualmente ha un valore compreso tra 40 e 80 km/s/Mpc.L'espansione dell'Universo era già stata ipotizzata in precedenza, ma le osservazioni di Hubble hanno fornito la prova della validità di questa ipotesi, secondo la quale le galassie non si espandono occupando regioni dello spazio preesistenti e vuote: è lo stesso spazio che si espandetrascinando in questo suo movimento le galassie.

L’origine dell’universo secondo la teoria del big bangNel secolo scorso, la scoperta dell'espansione dell'Universo fu una vera rivoluzione, perché è in contrasto con l'idea, dominante nel mondo antico, di un Universo statico e immutabile: per spiegare il moto di recessione delle galassie è infatti necessario ammettere che l'Universo mutinel corso del tempo e che abbia avuto un inizio.Se, infatti, immaginiamo di percorrere a ritroso il cammino che le galassie hanno compiuto nel tempo (a causa del moto di recessione) arriveremo a un istante in cui le galassie erano vicine l'una all'altra e compresse in uno spazio ridottissimo. In quel momento l'Universo doveva avere una densità pressoché infinita e caratteristiche del tutto diverse da quelle attuali. Utilizzando la costante di Hubble e presupponendo che la velocità del moto di recessione sia rimasta invariata, è possibile stabilire approssimativamente quando ebbe inizio l'espansione dell'Universo e datarne quindi l'origine.L'età stimata dell'Universo è di 15-20 miliardi di anni e dal momento della sua origine, dunque, l'Universo è in uno stato dinamico e subisce mutamenti profondi.L'origine e la successiva evoluzione dell'Universo sono oggetto di studio della cosmologia. La cosmologia ha origini antiche: da quando l'uomo ha conquistato la facoltà di formulare pensieri in termini astratti, ha cominciato a riflettere, oltre che sulla propria natura, anche sulla natura del mondo che lo circonda. L'immagine dell'Universo nel mondo antico si basava più che altro sullavisione filosofica o religiosa della realtà, senza la preoccupazione di suffragare le teorie con dati scientifici. La cosmologia moderna, invece, è una scienza, anche se del tutto particolare: si basa su dati e ipotesi scientifiche, ma non può affrontare il problema dell'origine e dell'evoluzione dell'Universo nei termini con cui normalmente si affronta un problema scientifico. Manca, infatti, e mancherà sempre, la possibilità di verifìcare l'esattezza di una qualsiasi ipotesi attraverso verifiche ripetute, proprio perché ci si trova di fronte a un evento unico e non ripetibile.

Le ipotesi cosmologicheNel secolo scorso, per spiegare l’origine dell’universo sono state formulate due ipotesi cosmologiche fondamentali: l’ipotesi dello stato stazionario e quella del big bang, in base ale quali sono stati elaborati due modelli della struttura dell’universo.Secondo il modello stazionario l’universo è uniforme nello spazio e nel tempo, quindi non ha un inizio preciso e non subisce mutazioni nel corso del tempo.Gli autori di questa teoria, per spiegare il fenomeno della recessione, sostengono che nell’universo si crei continuamente nuova materia che prende il posto della materia che già esisteva, la quale tende ad allontanarsi facendo si che ogni regione dello spazio mantenga costante nel tempo la sua

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densità. Un’ipotesi del genere viola il principio di conservazione della materia e dell’energia, per questi motivi oggi non è più ritenuta valida.Il modello del big bang, esposto nella sua prima versione dal fisico russo-americano Gamow negli anni ’30, è invece quello che sembra spiegare in maniera più efficace come abbia realmente potuto nascere l’universo senza scontrarsi con il fenomeno della recessione; secondo questo modello il tutto ha avuto inizio in seguito ad un’esplosione, a partire da uno stato iniziale di densità quasi infinita e temperatura elevatissima.L’esplosione primordiale avrebbe generato non solo tutta la materia che costituisce l’universo ma anche le quattro forze fondamentali, prima unificate, nonché lo spazio ed il tempo; dall’esplosione inoltre avrebbe preso avvio l’espansione che continua tuttora.Per giungere a spiegare in modo più preciso ciò che è accaduto durante i primi istanti di esistenza dell’universo sono stati fatti molti tentativi che continuano ancora oggi nell’ambito della fisica delle alte energie e che, con gli esperimenti sull’LHC, potranno fornire ulteriori chiarimenti; oggi si utilizza come riferimento il modello standard.

Secondo la teoria del big bang e il modello standard ilo momento in cui si è originato l’universo è detto tempo zero e corrisponde a circa 15-20 milioni di anni fa; indicando con t=0 l’istante del big bang la termodinamica relativistica mostra che per i primi secondi di vita dell’universo vale una proprietà molto semplice. Tμs= 1/E²GeV

Questa relazione è importante in quanto ci permette di distinguere varie ere nella storia dell’universo primordiale.I cosmologi sono riusciti a ricostruire in modo abbastanza attendibile per via teorica la storia dell’universo a partire da 10 alla -43 secondi dopo il tempo zero; attualmente è invece impossibile stabilire cosa è accaduto nel periodo precedente che viene chiamato era di Plank, poiché materia ed energia erano addensate in modo tale da costituire un sistema che non può essere descritto con leggi fisiche e per il quale è impossibile parlare di spazio-tempo.Al termine dell’era di plank l’universo doveva avere dimensioni infinitesimali, una temperatura dell’ordine di 10 alla 33 e le forze fondamentali erano unificate in una sola superforza; nel primo microsecondo dopo l’era di plank cominciarono a formarsi le particelle fondamentali e le loro antiparticelle che subivano continuamente processi di formazione e annichilazione dando inizio all’era subatomica, le energie erano ancora troppo elevate per permettere ai quark e antiquark di formare particelle composte quali gli adroni e gli antiadroni.Negli istanti successivi l’universo continuava ad espandersi ad un ritmo elevatissimo e la temperatura scendeva vertiginosamente, perciò al diminuire delle energie scambiate, è scomparso il plasma di quark e gluoni, così che i quark si sono potuti finalmente legare a formare gli adroni stabili, cioè protoni, antiprotoni, neutroni e antneutroni. Durante questa era nucleare le energie in gioco erano ancora troppo elevate per consentire la formazione dei nuclei, in cui i nucleoni hanno energie di legame dell'ordine di 8 MeV, cioè di 10 alla-2 GeV. Grazie a questo valorepossiamo dedurre che l'era nucleare ha avuto termine 10 μs, cioè 10 alla -2 s dopo il Big Bang. A partire da tale istante è iniziata l'era del plasma atomico, durante la quale lo spazio era pieno di elettroni, protoni, neutroni e nuclei leggeri che si muovevano troppo velocemente per formare atomi.Al termine di questa era, dopo circa 10 alla 13 s (cioè 300000 anni) dal Big Bang le energie scambiate erano tali da permettere il legame degli elettroni ai protoni e ai nuclei leggeri con formazione di atomi. L'Universo era così entrato nell'attuale era dei processi chimici, da questo momento in poi le radiazioni, che prima erano ostacolate dagli elettroni del plasma di materia che continuava ad assorbirle ed emetterle (l’Universo era opaco), iniziarono a muoversi e diffondersi liberamente percorrendo lunghi tragitti.

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Con il trascorrere del tempo la temperatura diminuì ulteriormente e le interazioni tra materia e radiazioni divennero sempre meno frequenti; si verificarono così nuove forme di aggregazione: gli atomi di idrogeno si organizzarono a formare molecole e si crearono composti più complessi.

Le prove a favore del big bang

Attualmente le prove addotte a sostegno della teoria del big bang sono tre.La prima prova è il moto di recessione delle galassie, di cui abbiamo già parlato.La seconda prova è l'analisi delle percentuali di idrogeno e di elio nell'Universo attuale. Tali percentuali concordano con quelle previste dalla teoria e non sarebbero facilmente giustificabili senza tale teoria. La materia appare, infatti, costituita per il 75% da idrogeno e per poco meno del 25% da elio. Se non si fosse verificato il big bang, tutto l'elio attualmente presente nell'Universo deriverebbe dalle reazioni di fusione nucleare awenute nelle stelle. Ma la quantità di elio rilevata risulta troppo elevata rispetto alle previsioni (specialmente nelle regioni in cui non ci sono stelle che lo producono) e uniforme ovunque: ciò è in accordo con l'ipotesi che si sia formato nell'Universo primordiale, prima della nascita-delie stelle e delle galassie.La terza e più convincente prova è resistenza della cosiddetta radiazione cosmica di fondo (CMBR). Tale radiazione fu scoperta nel 1964 dai radioastronomi Penzias e Wilson, I due studiosi eseguivano ricerche finalizzate a misurare l'intensità delle onde radio emesse dalla nostra galassia, per eliminare i "rumori di fondo" che potevano impedire una corretta analisi di altri segnali radio. A tale scopo avevano modificato una radio antenna a corno di 6 metri, destinata in precedenza a raccogliere segnali da radiosatelliti. Con questo strumento captarono un rumore radio persistente. Penzias e Wilson si accorsero ben presto che il rumore proveniva uniformemente da tutte le direzioni del cielo e che si manteneva costante nonostante tutti gli sforzi di correzione dei difetti dell'antenna (eliminarono persino un nido di piccioni dall'antenna!) e indipendentemente dall'ora o dal periodo dell'anno in cui veniva effettuato il rilevamento.Le radiazioni rilevate erano radiazioni elettromagnetiche a bassa energia con lunghezza d'onda variabile tra 60 cm e 0,6 mm (micro onde), con un massimo in corrispondenza del valore di 0,2 cm. Un insieme di radiazioni simili corrisponde allo spettro emesso da un corpo nero che abbia una temperatura di circa 2,7 K: per questo si dice che la radiazione cosmica di fondo ha unatemperatura di 2,7 K.Perplessi per i risultati ottenuti, Penzias e Wilson si misero in contatto con gli astrofisici di Princeton i quali, attraverso modelli teorici, avevano avanzato l'ipotesi che una radiazione, fossile, residua del big bang, permeasse tuttora l'Universo.Misurazioni successive, effettuate con il satellite COBE, lanciato dalla NASA nel 1990, dimostrarono che la radiazione scoperta da Penzias e Wilson aveva caratteristiche corrispondenti a quelle previste per la radiazione fossile del big bang.In che modo la radiazione cosmica di fondo è ricollegabile al big bang?L'Universo iniziale caldissimo e densissimo, nei primi istanti, doveva essere opaco, ma colmo di una radiazione ad alta energia (raggi x e y), prodotta dalle reazioni di annichilazione di materia e antimateria. Con il passare del tempo, l'Universo si espanse e si raffreddò al punto da consentire la formazione dei primi atomi per combinazione di elettroni e nuclei. Ciò permise alla radiazione di espandersi liberamente. Si calcola che in quel momento la radiazione dell'Universo fosse la radiazione di un corpo nero a 3000 K. Durante l'espansione successiva, la radiazione subì un aumento della lunghezza d'onda, cioè uno spostamento verso ilrosso, giustificabile con l'effetto Doppler. Di conseguenza la "temperatura" della radiazione diminuì progressivamente, in

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proporzione inversa al crescere delle dimensioni dell'Universo. Anche se "raffreddata", questa radiazione permane nell'Universo e lo riempie in tutte le direzionidello spazio.Lo studio della radiazione cosmica di fondo, effettuato con il.COBE (Cosmic background explorer), ha portato ad altre interessanti scoperte: la radiazione cosmica di fondo presenta lievi variazioni di intensità nelle diverse direzioni dello spazio. Ciò significa che la materia nell'Universo primordiale non era distribuita in modo perfettamente omogeneo. Anche ora l'Universo non sembra essere del tutto omogeneo.

Le possibili evoluzioni dell'Universo

Attualmente l'Universo si sta espandendo, ma il destino che avrà resta oscuro: fino a quando continuerà l'espansione? Si arresterà o proseguirà all'infinito?Gli astrotisici ritengono che il parametro da determinare per capire quale sarà l'evoluzione dell'Universo sia la densità. La densità, infatti, dipende dalla quantità di materia presente, e questa a sua volta determina l'intensità della forza di attrazione gravitazionale.L'attrazione gravitazionale che agisce tra le galassie è importante perché è l'unico fattore che può impedire una dilatazione infinita dell'Universo. Essa, infatti, agisce tra le galassie, rallentandone l'allontanamento e riducendone la velocità di espansione.Dal punto di vista teorico gli scenari futuri possibili potrebbero essere tre:

1. Se la densità dell'Universo è sufficiente per generare una forza gravitazionale in grado di fermare la spinta all'espansione, l'Universo cesserà di espandersi e ricadrà su se stesso contraendosi (come avviene per un pallone lanciato in aria che comunque ricade sulla Terra). Il gigantesco collasso che avverrebbe in questo caso è detto big crunch. Un universo che si espande per poi contrarsi è un universo chiuso e nessun modello è in grado di prevedere che cosa avverrà in seguito al collasso. Secondo alcuni si ripeterà il big bang e l'Universo continuerà ad alternare espansione e collasso ciclicamente.

2. . Se, invece, la densità dell'Universo è troppo piccola e non genera una forza gravitazionale sufficiente per impedire all'espansione di durare per sempre, le galassie si allontaneranno sempre più e le stelle con il passare del tempo si esauriranno fino a spegnersi. L'Universo, che in questa seconda ipotesi sarebbe un universo aperto, diventerà sempre più freddo, oscuro e vuoto.

3. Se la forza gravitazionale non sarà sufficiente per causare una contrazione, ma riuscirà a contrastare l'espansione tanto da rallentarla sempre più, senza però causare un collasso, si avrà un universo che viene chiamato piatto.

Per capire quale dei tre modelli si avvicina maggiormente alla realtà è essenziale riuscire a determinare l'intensità della forza gravitazionale. I metodi possibili sono due: in primo luogo si può provare a verificare se attualmente l'espansione rallenta, misurando il red shift delle galassie; in secondo luogo si può cercare di stimare la densità dell'Universo attuale. Tale stima risulta molto difficile perché, oltre alla materia che conosciamo, nell'Universo esiste sicuramente un altro "tipo" di materia con proprietà del tutto differenti: la materia oscura.

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Problemi aperti

Materia oscuraStudiando il moto di rotazione delle galassie intorno al proprio asse ci si è resi conto che la stabilità delle stesse richiede che nell’universo sia presente molta più materia di quella che è possibile osservare sotto forma di corpi celesti luminosi, gas e polvere interstellare.Tale materia viene chiamata materia oscura e fornirebbe alle galassia l’attrazione gravitazionale interna, che serve a mantenerne la forma e l’individualità.Altre indicazioni che confermano l’esistenza della materia oscura provengono dagli studi cosmologici sulla densità media della materia dell’Universo, i quali indicano che la sua massa complessiva potrebbe essere addirittura il doppio della materia visibile.Secondo una prima ipotesi una parte della materia oscura sarebbe contenuta in stelle piccole e poco brillanti (nane nere); un’altra ipotesi sostiene che la materia oscura sia costituita da elementi non ordinari come i neutrini, che però hanno una massa troppo piccola per giustificare le relazioni trovate con gli studi cosmologici.Una soluzione sembra essere fornita dalla teoria della supersimmetria, che prevede l’esistenza di particelle neutre e stabili (neutralini) con energia di riposo pari a 20GeV e che, se venissero trovate con gli acceleratori di particelle, potrebbero risolvere il problema della materia cosmica oscura.

Costante cosmologicaStudiando la luce proveniente dalle supernovae di tipo Ia gli astrofisica hanno otenuto le conferme di un’idea teorica piuttosto antica, secondo cui esiste una forza di repulsione gravitazionale indipendente dalla materia presente nell’Universo i cui effetti si manifestano a livello cosmologico attraverso un’accelerazione del moto di recessione delle Galassie.Questo risultato viene espresso dicendo che nelle equazioni della relatività generale compare una costante cosmologica positiva.Se si tiene conto di questa costante i calcoli portano ad affermare che l’Universo è a curvatura nulla (Universo piatto), risultato che si accorda bene con l’uniformità della radiazione cosmica di fondo e con un particolare modello chiamato: modello dello’inflazione.

Il predominio della materia sull’antimateriaCi sarebbero ottimi motivi per credere che, nel big bang, la materia è stata creata in modo perfettamente simmetrico, su questa base l’esistenza stessa della materia e di noi stessi sarebbe un mistero; l’Universo non dovrebbe quindi contenere né materia né antimateria.Tuttavia l’esperienza ci mostra che la materia esiste, mentre l’antimateria è molto rara e può essere prodotta soltanto in eventi ad alta energia che possono avvenire sia in natura sia all’interno degli acceleratori.Il fisico russo Anrej Sacharov, nel 1967, ipotizzò che l’assimmetria tra materia e antimateria sia dovuta all’assimmetria sotto la trasformazione CP.C = simmetria di coniugazione di carica (si cambia il segno di tutte le cariche)P = simmetria di parità (si scambia la destra con la sinistra)Secondo la fisica del mondo macroscopico, ciò che si ottiene in seguito ad una trasformazione CP è ancora un fenomeno possibile; però, per quanto possa non essere intuitivo, le interazioni deboli non sono simmetriche sotto tale trasformazione.Per esempio i bosoni K° decadono attraverso la forza debole in due modi che però hanno una probabilità diversa di avvenire che favorisce la creazione di materia piuttosto che di antimateria (non vale la simmetria sotto CP).

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Nome: Alessandro ScarpazzaClasse: 5^C

TITOLO TESINA: Le frontiere della fisica delle alte energie (Acceleratori di particelle e l’origine dell’universo)

MATERIE COINVOLTE: Fisica e scienze(cosmologia)

TRACCIA: Acceleratori di particelle (ciclotroni,sincrotroni,collisori) Perché energie sempre più grandi? (principio di indeterminazione di Heisenberg) Scoperta dei quark e delle altre particelle subatomiche Il CERN e la ricerca internazionale (raggiungimento della terascala con l’LHC,la macchina

che cerca l’origine dell’universo) Modello standard Origine dell’universo (modello del big-bang) Espansione dell’universo e le sue possibili evoluzioni Conferme sperimentali del modello (radiazione cosmica di fondo, abbondanza dell’elio) Problemi aperti (costante cosmologica, materia e antimateria, materia oscura)

NOTA: Per la presentazione della tesina (formato Power Point) sarà necessaria la disponibilità di un computer.

BIBLIOGRAFIA: Ugo Amaldi – La fisica per i licei scientifici Rivista scientifica – La scienza Rivista scientifica online – Focus Internet – Sito ufficiale del CERN

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