«Dieci o venti miliardi di anni fa,  accadde qualcosa:
vi fu il “big bang”, l’evento che diede inizio al nostro Universo
Perché sia accaduto, è il più grande mistero che conosciamo.
Del fatto che sia accaduto, abbiamo una ragionevole certezza.»

                               Carl Sagan (1934 -1996)

19 luglio 2010. - Dopo alcuni milionesimi di secondo, la temperatura scese sotto i mille miliardi di gradi e i quark cominciarono ad adden­sarsi a tre a tre per formare protoni e neutroni. Alla fine di questo processo, la temperatura era di circa 400 miliardi di gradi: dall'Universo erano scomparsi tutti gli antiprotoni e gli antineutroni.

Per ogni miliardo di antiprotoni, rimase 1 protone, e per ogni protone c'era un neutrone. Il rapporto tra protoni e neutroni, però, cominciò ad aumentare.

Un secondo circa dopo il Big Bang, quando c'erano sei pro­toni per ogni neutrone (le proporzioni attuali, che si stabilirono dopo pochi minuti, sono di un neutrone ogni sette protoni), i neutrini si «staccarono» dalla materia, nel senso che comincia­rono a non interagire più con essa e a vagare per l'Universo, attraversando nebulose, stelle e pianeti, come se nulla fosse. Senza scontrarsi, in pratica, con la materia. Gli astronomi sono oggi alla ricerca di questo mare di neu­trini che dovrebbe permeare il nostro Universo e apparire come uno sfondo uniforme alle immagini delle stelle e delle galassie. Se riuscissimo a vederlo, infatti, potremmo avere preziosissime informazioni su come era l'Universo un decimo di secondo dopo il Big Bang.

Ma torniamo a un secondo dopo il Big Bang. La tempera­tura era di circa 10 miliardi di gradi, corrispondente a 1 MeV di energia. L'energia richiesta, cioè, alla creazione di coppie di elettroni e antielettroni. Quando la temperatura scese ulterior­mente, nei secondi successivi, elettroni e positroni si annichila­rono, come avvenne per protoni e antiprotoni prima. Anche gli elettroni erano in leggero sovrannumero rispetto ai positroni: c'erano un miliardo e un elettrone per ogni miliardo di antie­lettroni circa.

Questa debole asimmetria fece sì che alla fine rimasero solo gli elettroni, e in numero perfettamente uguale a quello dei protoni. L'Universo, cioè, rimase pieno di sola materia ed elettricamente neutro. Quando la temperatura scese sotto il miliardo di gradi, nei primi minuti dopo il Big Bang, cominciarono a formarsi i primi nuclei atomici, per di più di elementi molto leggeri: deuterio, elio, litio, berillio. Questi processi durarono per circa mezz'ora, poi la temperatura scese a un livello insufficiente a sostenere le reazioni nucleari. I nuclei che si crearono fino ad allora non si modificarono più per centinaia di miliardi di anni (e costituiscono ancora la maggior parte dei nuclei esistenti oggi nell'Universo), fino a quando nacquero le prime stelle che cominciarono a pro­durre gli atomi che compongono oggi la tavola periodica.

Le fasi di espansione dell’Universo sinora descritte sono sinteticamente evidenziate dal diagramma che segue:

 Espansione dell’Universo durante i primi 200 sec dal Big  Bang

negli anni successivi al Big Bang, l'Universo continuava nella sua progressiva espansione e graduale raffreddamento. I nuclei ato­mici, come già detto, si erano già completamente formati, ma gli atomi non ancora, perché la temperatura era comunque troppo elevata. In tutta questa fase iniziale, per migliaia di anni, gran parte dell'energia del cosmo era costituita da radiazione. Materia e radiazione continuarono a convivere per centinaia di migliaia di anni. L'aspetto dell'Universo era allora molto simile a quello dell'interno del Sole oggi: un oceano incande­scente in cui materia e radiazione interagivano fortemente tra di loro. La materia era infatti costituita da una sorta di zuppa di nuclei atomici, elettroni e radiazione, tutti distribuiti in maniera pressoché uniforme, con disomogeneità di una parte su diecimila circa. A un certo punto, la densità della materia superò quella della luce e ciò pose fine all'epoca della radiazione, che era durata fino ad allora comprendendo tutte le fasi precedenti. All'epoca della radiazione seguì quindi quella «della materia», che si chiama così perché è dominata dalla pre­senza di materia sulla radiazione: l'Universo divenne sufficien­temente freddo e rarefatto e gli elettroni cominciarono ad adden­sarsi attorno ai nuclei dando finalmente origine ai primi atomi neutri. Questo processo si concluse dopo 380.000 anni, quando la temperatura scese sotto i 3.000 gradi circa e l'Universo era essenzialmente composto da atomi neutri.

Di conseguenza, avvenne quello che è chiamato «disaccoppiamento della luce dalla materia». La luce, infatti, interagiva molto meno con gli atomi neutri e cominciò ad andare per conto suo, per così dire, cioè a seguire una sua storia diversa da quella della materia: continuò a riempire uniformemente lo spazio disponibile e si «raffreddò» sempre di più. In parole povere, la sua lunghezza d'onda aumentò sempre di più, a causa dell'espansione dell'Universo.

La storia della materia è stata invece molto diversa da quella della luce.

Mentre la luce si è distribuita uniformemente in tutto lo spazio disponibile, come appena descritto, la materia si è sempre più concentrata attorno alle piccole disomogeneità ini­ziali, sotto l'effetto della forza di gravità.

Con il procedere di questa aggregazione, dopo duecento milioni di anni, si sono formate le prime stelle e le prime protogalassie. Le stelle, bruciando, trasformarono l'idrogeno e l'elio pri­mordiali in elementi più pesanti, come carbonio, magnesio, ferro. Giunte al termine della loro vita, molte di queste stelle esplosero per mezzo di titaniche esplosioni dette supernove e rigettarono nello spazio circostante gli elementi pesanti che ave­vano sintetizzato nel corso della loro vita.

Da queste polveri stellari nacquero altre stelle e altri pianeti, come il nostro Sole e la nostra Terra.

Come già evidenziato, oggi l'Universo ha una temperatura media di appena 2,73 gradi kelvin, ossia tre gradi sopra lo zero assoluto della tempe­ratura.

E la sua espansione aumenta sempre più velocemente...

Che cosa diventerà alla fine?

Le principali teorie sinora elaborate prevedono che l’Universo possa finire in questi modi:

	Big Freeze (morte termica) la continua espansione provocherebbe un universo troppo freddo per sostenere la vita, (morte termica). L'universo raggiungerebbe uno stato di massima entropia e omogeneità.
	Big Rip (grande strappo) in un universo aperto, (con tempo infinito, vita finita) un'espansione costantemente accelerata comporta che ogni oggetto fisico dell'Universo, (galassie, individui, animali,batteri, granelli di sabbia ecc.) sia alla fine ridotto a particelle elementari non legate tra loro. Lo stato finale sarà un gas di fotoni, leptoni e protoni (o solo i primi due se gli ultimi decadono) che diventerà sempre meno denso.
	Big Crunch (grande contrazione)  un universo chiuso,finito, caratterizzato da tempo finito e vita finita) è prevedibile una contrazione sino ad un nuovo Big Bang.
	Una recente teoria, relativa al destino finale dell’Universo, elaborata dal prof. Umberto di Caprio[1]  è basata sui seguenti dati preliminari

L’universo

	è contenuto in una  sfera di raggio: 1026 metri  (100 milioni di miliardi di miliardi)
	ha una struttura piatta, con rigonfiamento centrale, spiraliforme, con molteplici bracci
	si espande con una velocità radiale di 244 mila km/sec (0,815 x c)
	ruota, simultaneamente, con una  velocità : vrot ≈ 195 mila km/sec (0,65 x c)
	L’espansione NON sarà indefinita: cesserà fra 7,2 miliardi di anni (invece la rotazione continuerà).

Le condizioni finali saranno le seguenti:

	raggio finale: 1,328 il raggio attuale (13 miliardi a.l.  ≈  1,3 x 1023 km)
	durata totale espansione: 20,9 miliardi di anni
	la massa futura (finale)  sarà 4,84 volte della massa attuale.
	la energia oscura sarà il 50% più piccola di quella attuale
	la velocità della luce sarà 1,7 volte più piccola di quella attuale
	la densità sarà circa 2 volte quella attuale, tale valore definisce la densità critica

Il futuro dell’Universo, secondo di Caprio, è quindi univocamente determinato dal presente. “L’Universo deve continuare ad espandersi sino a quando avrà raggiunto il raggio massimo compatibile con la stabilità della rotazione attorno al buco nero.”

Per finire: cosa c’era prima del big bang?

Se è vero che lo spazio-tempo ha avuto origine con il Big Bang, non ha senso porsi domande su ciò che esisteva prima (dunque in senso temporale) o altrove (in senso spaziale). Così come non ha senso chiedersi "cosa c'è oltre i confini dell'Universo attuale" dato che si definisce l'Universo come lo spazio-tempo e la materia in esso racchiusa. Se volessimo cercare di scoprire "in cosa si espande l'Universo" dovremmo uscire dal riferimento dello spazio-tempo e questo ancora una volta, non ha senso.

Forse la risposta più semplice è far notare che cosa non c’era prima del Big Bang, rispetto al “nostro”

Universo-fisico, che consiste di:

	Spazio-tempo
	Massa
	Energia
	Cariche

Su una cosa ci possiamo sicuramente trovare tutti d’accordo: che qualcosa di divino ci sia sotto l’evento Big Bang, di inspiegabilmente inarrivabile.

In realtà, le domande fondamentali cui non sappiamo rispondere sono altre: Nulla sappiamo su «perchè ci sia stato il big bang» e «da dove venga l’Universo» né tanto meno «si fuit aliquod tempus antequam faceres caelum et terram».

Per continuare (e … finire!) col latino, riconoscendo i limiti della nostra conoscenza umana, dovremmo dire con S. Agostino (Confessioni,11.12.14):

«nescio quod nescio». Non posso sapere quello che non so.