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+====== 1.5 L'Universo: evoluzione dinamica ed evoluzione nucleare ======
+<WRAP justify>
+Lo scenario evolutivo sin qui suggerito da un esame  delle
+evidenze fornite dagli oggetti stellari si salda con
+impressionante coerenza ad un parallelo scenario evolutivo fornito
+dall' evidenza osservativa del fenomeno di //recessione// delle
+galassie (vedi A1.9). L'evidenza di un Universo in
+espansione porta  con semplici argomenti dinamici  ad ipotizzare,
+tornando indietro nel tempo, un Universo sempre più denso e
+più caldo, sino a giungere - circa 10 miliardi di  anni or sono -  in
+prossimità di uno stato in cui densità e temperatura tendono a
+divergere. L'osservata [[wp.it>Radiazione_di_fondo|radiazione di fondo cosmico]], a circa 3  K,
+supporta tale ipotesi, talchè oggi è pressochè unanimemente
+accettato che l'Universo attuale abbia preso origine da una fase
+nella quale materia e radiazione erano fortemente accoppiate,
+raggiungendo valori che in prossimità del tempo zero ([[wp.it>Big Bang]])
+possono essere seguite sino ad almeno
+<m>T approx 10^13 K</m>
+<m>rho approx 10^15 gr/cm^3</m>
+La storia dell'Universo nel suo
+insieme risulta così la storia della progressiva espansione e raffreddamento di materia e radiazione che componevano tale iniziale //sfera di fuoco//.
+Per quanto inaspettato possa apparire,  ne consegue che è possibile operare previsioni sulla distribuzione delle specie nucleari emerse dalla sfera di fuoco per costituire la composizione chimica iniziale della materia nel nostro Universo.
+Alle condizioni estreme di temperature indicate, l'energia media per particella risulta infatti dell'ordine del GeV (<m>10^9 eV</m>),
+molto maggiore delle energie di legame dei nuclei. A tali livelli di energia non potevano quindi esistere strutture nucleari, esistendo solo un "brodo" di [[wp.it>Quark_(particella)|quark]], [[wp.it>leptoni]] e [[wp.it>fotoni]] in [[wp.it>equilibrio termodinamico]].  Ne segue che in tali condizioni la materia non
+conserva memoria del proprio passato e in questo senso dobbiamo concludere che la storia del presente Universo inizia dal Big-Bang.
+E' possibile seguire il destino di questo gas primordiale per scoprire che la composizione della materia uscita dal Big-Bang non poteva contenere elementi più pesanti dell'elio, limitandosi anzi essenzialmente a idrogeno ed <sup>4</sup>He. Per mostrare ciò occorre seguire il destino dei [[wp.it>nucleoni]] (protoni (p) e neutroni (n)) sino al  momento in cui la temperatura scende a valori (<m>T approx 10^9 K</m>) ai quali l'energia media di particelle e fotoni scende al di sotto dell'energia di legame del primo nucleo complesso possibile, il [[wp.it>deuterio]] (<m>D= ^2H</m>), così  che i nuclei di D eventualmente formati non vengano immediatamente distrutti da processi di fotodisintegrazione.
+A <m>T approx 10^11 K</m> (<m>approx 10^-2</m> sec dalla discontinuità iniziale) vi sono a disposizione ancora circa 10 Mev per particella, cioè un'energia sensibilmente superiore all'energia del decadimento spontaneo del neutrone.
+ n -->  p + <m>e^-</m> + η (+1.2)
+In tali condizioni ci si attende che il numero di neutroni sia paragonabile a quello dei protoni (vedi A1.10).
+A <m>10^{10} K</m> (10 sec) l'energia media delle particelle e dei fotoni diventa paragonabile all'energia del decadimento, l'equilibrio è spostato a favore dei protoni ed i neutroni cominciano a decadere in protoni. In tutto questo arco di tempo la fusione diretta protone-neutrone in deuterio (D)
+n + p --> <sup>2</sup>D + (gamma)
+è vanificata dalla immediata fotodisintegrazione del deuterio. A
+<sup>9</sup> K (≈ 10 sec) il D diviene finalmente stabile, ma l'equilibrio è ormai definitivamente spostato a favore dei protoni. Il neutrone libero ha peraltro una vita media dell'ordine
+di 15 minuti,  così  che a 10<sup>9</sup>K - quando il deuterio
+diventa stabile - sopravvive una frazione consistente di neutroni
+che concorrono con i protoni alla formazione per fusione nucleare
+di nuclei di deuterio. Ciò dà inizio ad una serie di reazioni
+nucleari particolarmente favorite, quale - ad esempio - quella di
+D + D che ha una probabilità 10<sup>22</sup> maggiore della
+protone-protone, che conducono alla formazione dell'isotopo 4
+dell' elio:
+n + p -->  D + (gamma)
+<sup>2</sup>D + <sup>2</sup>D -->  <sup>3</sup>He + n
+<sup>3</sup>He + n -->  <sup>3</sup>H + p
+<sup>2</sup>D + <sup>3</sup>H -->  <sup>4</sup>He + n
+Non è peraltro possibile costruire nuclei più pesanti dell' elio 4 poichè in natura non esistono isotopi stabili con numero di massa 5, e la possibile reazione
+<sup>4</sup><sub>2</sub>He + n --> <sup>5</sup><sub>2</sub>He<sup>*</sup> --> <sup>4</sup><sub>2</sub>He + n
+è seguita da un decadimento con vita media 10<sup>-21</sup> sec, che riconduce inevitabilmente  all' elio 4.
+Curiosamente, le proprietà dei nuclei sembrano disegnate per
+precludere ogni possibilità di superare il limite dell'elio 4.
+Non esistono infatti nuclei stabili anche, e solo, per il numero
+di massa 8. Ne consegue che per superare il //muro// dell'elio 4
+non servono nemmeno le possibili reazioni tra i nuclei già
+prodotti
+<sup>3</sup>He + <sup>4</sup>He -->  <sup>7</sup>Be + (gamma)
+<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He -->  <sup>8</sup>Be + (gamma)
+perchè la prima indirettamente e la seconda direttamente portano
+alla formazione di [[wp.it>berillio]] 8 che con tempi caratteristici di
+<sup>-16</sup> sec ridecade in due α.
+<sup>8</sup>Be -->  <sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He.
+Furono proprio queste curiose proprietà dei nuclei  a convincere a suo tempo [[wp.it>George Gamow]] a desistere dal tentativo di giustificare la presenza in natura di elementi pesanti tramite il Big-Bang. Se ne trae invece l'evidenza che la materia, così come uscita dalla
+sfera di fuoco, doveva essere essenzialmente composta da H ed He, con tracce di D, <sup>3</sup>He e pochi altri elementi leggeri.
+La valutazione delle quantità di elementi prodotti da questa nucleosintesi primordiale dipende criticamente  dai particolari dell'evoluzione temporale della sfera di fuoco. La quantità di elementi leggeri così prodotti sono quindi correlate al
+modello di Big-Bang e, attraverso questo, alle caratteristiche del
+passato e presente Universo (vedi Fig. 1.11). Calcoli
+dettagliati basati sul //modello standard// del Big-Bang conducono in particolare  a correlare l'abbondanza dell' elio  (//elio
+cosmologico//) alla densità nell' Universo attuale di [[wp.it>barioni | materia barionica]], secondo la relazione
+Y<sub>C</sub> ≈ 0.23 + 0.094 (ρ/ρ<sub>c</sub>)
+ dove
+Y<sub>C</sub> rappresenta l'abbondanza in massa dell'elio cosmologico, ρ la densità attuale dell'Universo e
+ρ<sub>c</sub> ( ≈10<sup>-29</sup> gr/cm<sup>3</sup>)  è la //densità critica//, cioè la densità media dell'Universo attuale
+(vedi A1.11) al di sotto della quale l'energia cinetica del moto di espansione supera l'energia gravitazionale e
+l'Universo sarebbe costretto ad espandersi indefinitamente.
+{{c01:fig1_10.jpg?400}}
+//**Fig. 1.11** La produzione di elementi nel big bang come funzione
+della densità di barioni nell'Universo attuale.//
+Poichè  la nucleosintesi di origine stellare,  che aggiungerà
+i suoi prodotti agli elementi cosmologici,  può solo aumentare
+l'abbondanza di elio, l'elio presente nella materia dell'attuale
+Universo  rappresenta un limite superiore per l'abbondanza di elio
+cosmologico. La cosmologia del Big-Bang prevede dunque che
+nell'Universo intero l'idrogeno appaia sempre mescolato con una
+non trascurabile quantità di elio, la cui minima abbondanza è
+fornita dalla relazione precedente.
+Le osservazioni confermano  l'esistenza per ogni dove di tale elio
+cosmologico, fornendo un valore che si aggira attorno a Y≈0.23. Se ne deve concludere che la densità di barioni
+nell'Universo attuale è circa un fattore 100 al di sotto del
+valore critico ρ<sub>c</sub>≈10<sup>-29</sup> gr/cm<sup>3</sup>,
+valore confortato anche dalle abbondanze cosmologiche degli altri
+elementi leggeri e in buon accordo con le stime di densità
+ricavabili dalla distribuzione delle galassie. Dovremmo  quindi
+concludere per un Universo aperto, a meno che non vi sia il
+contributo di massa sotto forma non barionica ([[wp.it>Materia_oscura|materia oscura]]).
+Eventuale massa posseduta dai neutrini od altre particelle, quali
+le ipotizzate WIMPS (Weak Interacting Massive Particles) potrebbe
+peraltro concorrere a chiudere l'Universo.
+I recenti risultati del [[http://map.gsfc.nasa.gov/ | satellite WMAP]], lanciato nel 2001 dalla
+[[http://www.nasa.gov | NASA]] per studiare la radiazione di fondo cosmico, hanno confortato
+un tale scenario, portando peraltro nuove ed importantissime
+informazioni. L'Universo, [[wp.it>Età_dell'universo|con un'età di 13.82 miliardi di anni]],
+appare piatto, e la densità critica viene raggiunta grazie al
+contributi di un 4% di materia barionica, 23% di materia oscura
+non barionica e un ulteriore 73% di [[wp.it>energia oscura]], un
+componente tuttora misteriosa cui talvolta si da anche il nome di
+``Quintessenza''. Un esempio di come ormai astrofisica, cosmologia
+e fisica fondamentale debbano essere riguardate come momenti
+conoscitivi strettamente correlati nel comune obiettivo di svelare
+la  storia ed il comportamento dell'Universo.
+</WRAP>
+<fbl>
+----
+~~DISQUS~~