Page 729 - Capire la Fisica

La nascita dell’Universo

Il fisico russo George Gamow (1904 – 1968) fu l’uomo che

fece fare il passo successivo alla cosmologia.

Era un esperto di fisica nucleare ed era riuscito a spiegare il
decadimento alfa del nucleo degli atomi pesanti, attraverso

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l’effetto di un “tunnel quantico “ delle particelle subato-
miche che uscivano dall’interno dei nuclei atomici.

La sua teoria prevedeva un Universo primordiale caldissimo

pieno di un plasma delle particelle più elementari, come
elettroni, protoni e neutroni, ma non in grado di aggregarsi.
Poi quando l’Universo si sarebbe raffreddato, neutroni e protoni si sarebbero potuti

unire per formare dei nuclei atomici.

Gamow, assieme a due altri colleghi, Alpher e Herman, si rese conto che l’Universo at-
tuale sarebbe dovuto essere immerso in questa radiazione residua, chiamata “radia-

zione cosmica di fondo”.

Essa dovrebbe superare di molto tutta l’energia irradiata da tutte le stelle che si sono
formate nell’Universo.

Il suo spettro, inoltre, corrisponderebbe a quello di un oggetto caldissimo, lo stesso che

descrisse da Max Planck nel 1900, quando propose la quantizzazione della luce.

Queste rimase solo teorie, fino a quando, nel 1964 Arno Penzias e Robert Wilson non
scoprirono accidentalmente la radiazione cosmica di fondo (microonde), attraverso

l’utilizzo di una semplice antenna radio, anche se di dimensioni molto più grandi del
solito.

Questa scoperta convinse tutti della bontà della teoria, in seguito chiamata, del Big
Bang.

Le stesse equazioni di Einstein continuano ancora oggi a fare predizioni corrette su
quanto possa essere accaduto nell’Universo e come si sia potuto formare tutto ciò che

249 È un effetto quanto-meccanico che permette una transizione ad uno stato impedito dalla meccanica classica, secondo
la quale, la legge di conservazione dell’energia impone che una particella non possa superare un ostacolo se non possiede
sufficiente energia per farlo. Mentre la meccanica quantistica prevede che una particella abbia una probabilità diversa da
zero di attraversare spontaneamente una barriera arbitrariamente alta di energia potenziale. Questa probabilità è dovuta
al fatto che la soluzione dell’equazione di Schrödinger, con cui si calcola questo valore, è rappresentata da una curva
esponenziale decrescente, che come sappiamo non raggiungono mai il valore zero, lasciando sempre una piccola proba-
bilità che la particella si trovi dall’altra parte della barriera dopo un certo tempo t.
Per il “principio di indeterminazione” di Heisenberg, non è mai possibile osservare una particella mentre attraversa tale
barriera, ma solo prima e dopo tale transizione.
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