Come sono nate le galassie? Il ruolo della materia oscura

Percorso Universo — Modulo 7 di 17
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Indice: Guida alla lettura

1. Dalla luce primordiale a un cielo pieno di galassie

Se osserviamo il cielo profondo, vediamo oggetti separati da distanze immense: galassie a spirale, ellittiche, piccole galassie irregolari, gruppi e ammassi. Eppure nel cosmo primordiale, studiato attraverso la radiazione cosmica di fondo, la materia era distribuita in modo molto più regolare. Fra le due immagini c’è un problema storico e fisico: come si è passati da un universo quasi uniforme a una struttura così ricca?

La risposta non comincia con una galassia già costruita. Parte da minuscole differenze di densità. Una regione appena più densa delle altre attira gravitazionalmente altra materia; l’eccesso cresce e produce, attraverso un processo lungo, i luoghi nei quali si formeranno gas freddi e stelle. Non si tratta di un’esplosione che sparge frammenti, ma dell’evoluzione di un universo che si espande mentre alcune sue regioni riescono a contrarsi.

Nel Modulo 5 abbiamo incontrato l’uniformità iniziale e le piccole perturbazioni che la interrompono. Ora seguiamo quelle perturbazioni fino alle strutture visibili. Vedremo perché la gravità da sola, applicata soltanto alla materia ordinaria, incontra difficoltà e perché i cosmologi ricorrono alla componente chiamata materia oscura.

Un altro modo di leggere questa storia è distinguere le scale. Una galassia non nasce isolata dal resto del cosmo: cresce dentro una rete di filamenti che convogliano materia verso nodi gravitazionali. Gli ammassi occupano i nodi più grandi, mentre i vuoti cosmici sono regioni nelle quali, rispetto alla media, si sono accumulate meno galassie. Le fotografie mostrano solo alcuni di questi oggetti; la statistica delle loro posizioni fa emergere la struttura su centinaia di milioni di anni luce. Perciò la spiegazione della nascita delle galassie richiede insieme osservazioni di singoli sistemi e mappe di grandi volumi.

C’è anche un’importante distinzione cronologica. La radiazione cosmica di fondo registra l’universo quando aveva circa 380.000 anni; le prime galassie risalgono a epoche molto successive, dopo l’inizio della formazione delle prime stelle. Non è possibile identificare una piccola chiazza della mappa primordiale con una specifica galassia odierna: le osservazioni e le simulazioni ricostruiscono relazioni statistiche fra le perturbazioni iniziali e la distribuzione finale. L’informazione che possediamo è ricca, ma non è un film continuo di ogni singolo oggetto.

2. Che cosa vede un astronomo quando guarda lontano

Un telescopio raccoglie luce. Per ricostruire una galassia lontana non basta una bella fotografia: bisogna misurarne luminosità, colore, spettro e, dove possibile, distanza. Lo spettro rivela come la luce è distribuita alle diverse lunghezze d’onda; le sue caratteristiche permettono di stimare il contenuto stellare, la presenza di gas e la distanza cosmologica.

Il redshift, lo spostamento delle caratteristiche spettrali verso lunghezze d’onda maggiori, offre una misura osservativa indispensabile. Se è dovuto all’espansione cosmica, valori maggiori corrispondono generalmente a epoche più antiche. Questo non significa però che un oggetto con un redshift più alto sia automaticamente più vecchio come galassia: significa che lo stiamo osservando in un momento più remoto della storia del cosmo.

Nell’analizzare le galassie più lontane occorre distinguere ciò che è effettivamente misurato da ciò che si ricava attraverso modelli di stelle, polvere, gas e formazione stellare. Il numero di fotoni osservati non è di per sé una misura diretta della massa. Una galassia particolarmente brillante può contenere molte stelle, un’intensa attività di formazione stellare o un nucleo alimentato da un buco nero.

3. La gravità amplifica differenze piccolissime

La gravità è l’interazione fondamentale che domina su grandi distanze: gli oggetti di grande massa si attraggono, e la materia tende ad accumularsi nelle regioni più dense. Immaginiamo una zona cosmica con un numero di particelle leggermente superiore alla media. La sua attrazione richiama altra materia; aumenta così, nel tempo, il contrasto con lo spazio circostante.

Ma questa crescita compete con l’espansione: non tutte le zone riescono a collassare, e non lo fanno alla stessa velocità. Anche la pressione del gas contrasta la contrazione. Per prevedere l’evoluzione occorre conoscere come cambia il fattore di scala cosmico, quali componenti sono presenti e quanto efficacemente ciascuna possa concentrarsi. L’universo non si trasforma istantaneamente in una collezione di galassie.

I numeri iniziali non sono arbitrari. Le anisotropie della radiazione cosmica di fondo, misurate da esperimenti come Planck, forniscono informazioni sulla distribuzione primordiale delle perturbazioni. In cosmologia il loro spettro statistico descrive quanto grandi fossero i contrasti su scale differenti. È da questa impronta iniziale, collegata a leggi fisiche specifiche, che cominciano le simulazioni moderne.

Il passaggio quantitativo dalla perturbazione iniziale all’alone gravitazionale è descritto attraverso equazioni di crescita. Nella fase in cui domina la materia, contrasti di densità sufficientemente piccoli crescono approssimativamente con il fattore di scala, finché non diventano così grandi da richiedere una descrizione non lineare. In termini comuni: un’irregolarità inizialmente piccola può amplificarsi lentamente e, superata una certa soglia, collassare molto più rapidamente. Questa descrizione non si applica nello stesso modo a tutte le epoche o a tutte le scale, perché la radiazione primordiale e successivamente l’energia oscura modificano il ritmo della crescita.

Nelle simulazioni il risultato dipende anche dallo spettro delle perturbazioni: non basta dire «c’erano piccole differenze», occorre conoscere la loro intensità media su scale differenti. Un eccesso di irregolarità produrrebbe una storia diversa da quella con perturbazioni più deboli. Ma quando si parla di fine-tuning bisogna evitare un salto logico: misurare la sensibilità dell’esito a un parametro non equivale, senza una distribuzione motivata dei suoi valori possibili, a conoscere la probabilità che il parametro abbia quello osservato.

4. Materia ordinaria: una componente importante, ma non sufficiente

La materia che conosciamo direttamente è fatta di protoni, neutroni ed elettroni. È la materia delle stelle, dei pianeti e dei nostri corpi, chiamata in cosmologia materia barionica quando si parla soprattutto della componente costituita da protoni e neutroni. Nel plasma primordiale, prima che si formassero gli atomi neutri, questa materia era strettamente accoppiata alla radiazione.

I fotoni esercitavano pressione sul plasma e ostacolavano la crescita gravitazionale di piccole perturbazioni. Si formavano oscillazioni, non semplicemente addensamenti che continuavano a collassare. Quando il cosmo si raffreddò abbastanza da permettere agli elettroni di legarsi ai nuclei, la radiazione iniziò a propagarsi molto più liberamente; il gas rimase più disponibile alla contrazione gravitazionale.

Il confronto fra abbondanze degli elementi leggeri, mappa della radiazione cosmica di fondo e distribuzione successiva delle galassie suggerisce che la materia ordinaria non rappresenti tutta la massa gravitante. Questo è un risultato che dipende dal quadro teorico applicato alle osservazioni, ma non nasce da una singola anomalia o dalla volontà di far tornare un unico calcolo.

5. Che cosa intendiamo per materia oscura

Il nome può sembrare quello di una sostanza misteriosa già identificata, ma nella cosmologia contemporanea è soprattutto la denominazione di una componente gravitazionale della quale ancora ignoriamo la natura microscopica. “Oscura” significa che non la vediamo emettere, assorbire o diffondere luce come fa normalmente la materia conosciuta. Non equivale a dire che sia un buco nero, né che rappresenti semplicemente polvere interstellare nascosta.

Nel modello cosmologico di riferimento si parla di materia oscura fredda: fredda non indica una temperatura misurata con un termometro, ma il fatto che, durante la formazione delle strutture, le particelle ipotizzate si muoverebbero in modo sufficientemente lento da non cancellare le perturbazioni su piccola scala. Tale descrizione funziona bene per numerosi dati, pur lasciando aperto quale particella, o quale nuova fisica, le corrisponda.

La collaborazione Planck ha riportato una densità fisica della materia oscura fredda di Ω_ch² = 0,120 ± 0,001 in un’analisi del modello standard cosmologico. Il dato non è una pesata diretta di particelle isolate: è un parametro inferito da una combinazione di misure della radiazione cosmica e assunzioni teoriche esplicite.

La quantità di materia oscura viene spesso riassunta nelle percentuali dell’inventario cosmico: nel modello standard circa un quarto del contenuto energetico attuale è attribuito alla materia oscura, una frazione minore alla materia ordinaria e una maggioranza all’energia oscura. Sono proporzioni derivate da un modello combinando osservazioni diverse, non una suddivisione delle sostanze raccolte in un laboratorio. Inoltre il rapporto evolve: la densità media della materia diminuisce quando il volume cosmico aumenta, mentre per una costante cosmologica la densità associata a Lambda rimane costante. Nel passato la materia aveva perciò un peso relativo maggiore sulla dinamica dell’espansione.

L’aggettivo «fredda» distingue questa ipotesi da materia oscura con particelle molto veloci, detta calda. Particelle relativistiche tendono a cancellare piccole strutture muovendosi da una regione all’altra prima che la gravità riesca a trattenerle. Proprio la presenza di galassie piccole, la statistica delle strutture e il fondo cosmico pongono vincoli sulla possibilità di una componente prevalentemente calda. Una descrizione della materia oscura deve dunque spiegare non solo la gravità in un ammasso, ma anche quali strutture possano nascere e quando.

6. Il primo indizio: le stelle ruotano troppo rapidamente?

Quando osserviamo una galassia a spirale, possiamo stimare la velocità con cui gas e stelle si muovono attorno al centro. Se tutta la massa fosse raccolta dove risplendono le stelle, la velocità dei corpi molto lontani dal centro dovrebbe spesso diminuire secondo una legge prevedibile. In molte galassie, invece, le curve di rotazione restano sorprendentemente piatte: la velocità non cala quanto ci si aspetterebbe dalla sola materia luminosa.

È un indizio storico cruciale, ma va letto con attenzione. Gli astronomi non “vedono” direttamente un alone di particelle sconosciute: misurano velocità, distanze e luce, poi confrontano il risultato con i modelli gravitazionali. All’interno di una spiegazione basata sulla relatività generale, occorre una massa distribuita ben oltre il disco luminoso.

Sono state proposte anche modifiche della legge gravitazionale a determinate accelerazioni. Alcune riproducono in modo interessante certi comportamenti galattici. Il problema, tuttavia, non può essere deciso solo dalle curve di rotazione: una teoria deve spiegare contemporaneamente lenti gravitazionali, ammassi di galassie, radiazione cosmica e formazione delle grandi strutture.

7. La luce curva: pesare ciò che non brilla

La relatività generale prevede che la massa e l’energia deformino lo spaziotempo. La luce proveniente da galassie sullo sfondo attraversa queste regioni e può arrivare distorta. L’effetto è chiamato lente gravitazionale. Quando è molto evidente vediamo archi, immagini multiple o anelli; quando è piccolo si misura statisticamente l’allungamento di moltissime galassie lontane.

Questo metodo non dipende dalla luminosità della massa che curva la luce. Permette di stimare quanta materia gravitante sia presente e come sia distribuita lungo la linea di vista. Naturalmente richiede modelli geometrici, informazioni sulle distanze e controlli sugli errori sistematici; ma offre un canale di osservazione diverso dalle velocità delle stelle.

Nel marzo 2025 l’Agenzia spaziale europea ha diffuso i primi grandi dati della missione Euclid, concepita proprio per studiare la struttura cosmica mediante immagini e spettri. Nel gennaio 2026 la NASA ha presentato una mappa ad alta risoluzione della materia oscura ricostruita da osservazioni del telescopio James Webb in un campo con centinaia di migliaia di galassie. Anche qui i colori aggiunti alle mappe non fotografano materia oscura: traducono visivamente una ricostruzione gravitazionale.

La tecnica delle lenti gravitazionali rende particolarmente utile confrontare osservazioni di natura diversa. La luce di galassie lontane viene deformata dal campo gravitazionale della materia incontrata nel tragitto. Da queste deformazioni gli astronomi ricostruiscono distribuzioni di massa proiettata, che possono essere confrontate con i cataloghi delle galassie luminose. Si parla di lente debole quando la deformazione di un’immagine è piccolissima ed emerge in modo affidabile soprattutto mediando su molti oggetti; si parla di lente forte quando compaiono archi, immagini multiple o anelli ben riconoscibili.

In entrambi i casi la ricostruzione non è una fotografia della sostanza invisibile. Occorre conoscere le distanze, modellare la geometria e controllare le deformazioni prodotte dall’ottica dello strumento e dall’atmosfera terrestre dove presente. La forza delle prove deriva dalla ripetizione dei segnali con tecniche e campioni differenti. È proprio per misurare la forma delle galassie e gli effetti gravitazionali su grandi regioni del cielo che è stata concepita una parte rilevante della missione Euclid. I suoi cataloghi servono anche a studiare la storia dell’espansione e a limitare i possibili modelli cosmologici.

8. Il Bullet Cluster: una separazione significativa

Uno dei casi più famosi è il Bullet Cluster, un sistema nel quale due ammassi di galassie si sono attraversati. Il gas caldo, che costituisce molta della materia ordinaria degli ammassi, si scontra e rallenta; le singole galassie, molto più distanti fra loro, attraversano la collisione con molti meno urti.

Gli astronomi hanno combinato immagini ai raggi X, che seguono il gas, con mappe di lente gravitazionale, che ricostruiscono dove si concentra la massa responsabile della curvatura della luce. Il massimo del segnale gravitazionale non coincide con la maggior parte del gas visibile: è spostato verso le regioni delle galassie. Lo studio di Clowe e collaboratori del 2006 ha quantificato questa separazione e ne ha discusso le conseguenze per la presenza di materia non luminosa.

Non bisogna trasformare un caso in una dimostrazione di tutte le caratteristiche della materia oscura, né scambiare una mappa inferita con una fotografia delle particelle. È però difficile spiegare l’insieme di queste osservazioni limitandosi alla massa barionica convenzionale. Il Bullet Cluster è importante proprio perché mette a confronto due distribuzioni osservate attraverso metodi differenti.

9. La rete cosmica: filamenti, nodi e grandi vuoti

Le galassie non sono distribuite in modo casuale nello spazio. Formano una struttura su larga scala chiamata rete cosmica: filamenti collegano grandi concentrazioni di materia, mentre regioni relativamente povere di galassie si estendono fra di essi. Le mappe dei grandi rilevamenti spettroscopici rendono questa geometria particolarmente evidente.

Nel modello con materia oscura fredda i piccoli addensamenti crescono per gravità e si uniscono formando strutture più grandi. Una parte del gas cade all’interno dei cosiddetti aloni, regioni gravitazionalmente legate dominate dalla componente oscura. Lungo i filamenti la materia alimenta le galassie; negli ambienti densi gli incontri fra galassie possono cambiarne forma e attività.

Il risultato finale non dipende solo dalla gravità: il gas deve raffreddarsi, può ricevere energia dalle stelle e dai buchi neri e può essere espulso o redistribuito. Per comprendere immagini reali, i ricercatori inseriscono nelle simulazioni questi processi, confrontando molte proprietà statistiche delle galassie con le osservazioni. Nessuna simulazione costituisce una registrazione del passato: è un esperimento teorico controllabile.

Una mappa tridimensionale delle galassie registra il risultato di miliardi di anni di crescita. Per ricostruire la posizione degli oggetti è necessario stimarne le distanze: quando è possibile, gli spettri danno un redshift preciso; per cataloghi enormi si usano anche stime fotometriche, meno precise e accompagnate da incertezze. La rete cosmica emerge dopo che le posizioni vengono confrontate statisticamente. I filamenti possono essere visibili in simulazioni suggestive, ma i criteri che definiscono un filamento e un vuoto vanno esplicitati affinché confronti fra modelli e dati siano riproducibili.

Le oscillazioni acustiche barioniche, già introdotte nel precedente Modulo 2, lasciano un leggero eccesso di coppie di galassie a una distanza caratteristica. Questo segnale, misurato in campioni molto estesi, offre un «righello» cosmologico utile a seguire l’espansione. Non è una proprietà magica delle galassie: discende dalle onde che attraversavano il plasma dell’universo giovane. Si vede così come le prove si sostengano reciprocamente: fondo cosmico, densità di materia e distribuzione delle galassie sono capitoli di una stessa storia verificabile.

10. Dal gas alle prime stelle

Quando il gas cade in una regione gravitazionalmente legata, può comprimersi e riscaldarsi. Per formare stelle, tuttavia, deve anche perdere parte dell’energia termica: un gas troppo caldo oppone resistenza alla contrazione. Nell’universo primordiale, povero di elementi pesanti, il raffreddamento seguiva vie diverse rispetto a quelle delle nubi molecolari attuali.

L’idrogeno molecolare fu particolarmente importante in certi ambienti perché poteva emettere energia permettendo al gas di raffreddarsi. Le prime stelle non sono state osservate una per una con la stessa sicurezza con cui osserviamo molte stelle vicine: le loro proprietà sono ricostruite attraverso modelli e indizi indiretti. Le galassie primordiali, invece, sono ormai oggetto di misure spettroscopiche sempre più profonde.

La formazione stellare inaugura una nuova fase. Le stelle producono radiazione, sintetizzano elementi pesanti e modificano il gas circostante. Alcune, terminando la loro evoluzione, restituiscono all’ambiente parte degli elementi formati. Le galassie diventano così laboratori in evoluzione, non contenitori statici di stelle già pronte.

11. Il telescopio Webb e le galassie molto precoci

James Webb osserva soprattutto nell’infrarosso, regione dello spettro preziosa per riconoscere la luce di galassie lontane, fortemente spostata verso lunghezze d’onda maggiori dall’espansione cosmica. I suoi dati hanno rivelato numerosi oggetti luminosi nei primi centinaia di milioni di anni della storia cosmica, imponendo nuove verifiche ai modelli di formazione delle galassie.

Una parte del dibattito iniziale riguardava la massa stellare: certi oggetti sembravano troppo massicci rispetto alle aspettative. Ma la massa ricavata dalla luminosità dipende dalla popolazione stellare ipotizzata, dalla polvere e dall’eventuale presenza di buchi neri attivi. Un’analisi presentata dalla NASA nel 2024 ha mostrato che alcuni candidati erano stati sovrastimati perché l’emissione di accrescimento vicino a buchi neri contribuiva alla luminosità.

Nel gennaio 2026 la NASA ha comunicato la conferma spettroscopica di MoM-z14, osservata come appariva circa 280 milioni di anni dopo il Big Bang. È un risultato che spinge l’indagine verso epoche sempre più antiche. Non significa, da solo, che il Big Bang sia confutato; significa che occorre misurare con precisione quanto rapidamente si formarono stelle e galassie e verificare quali modelli riescano a riprodurle.

Per non equivocare i titoli dei giornali, bisogna separare almeno quattro questioni: l’epoca cosmica dell’oggetto, la sua luminosità, la stima della sua massa stellare e la rarità statistica prevista dal modello. Non sono la stessa grandezza. Un oggetto osservato a redshift elevatissimo può essere giovane, ma la sua luce può essere stata prodotta anche da poche stelle molto brillanti; una galassia inferita come molto massiccia potrebbe includere emissione da gas o da un nucleo attivo; il giudizio su quanto essa sia «impossibile» dipende da una distribuzione quantitativa di masse previste e dalla probabilità di trovarla nel volume di cielo effettivamente osservato.

Il metodo per risolvere i dubbi è molto concreto: ottenere spettri, confrontare filtri diversi, valutare la contaminazione da polvere e sorgenti attive, migliorare gli algoritmi di selezione e raccogliere campioni più ampi. Spesso le scoperte eccezionali allargano lo spazio dei modelli prima ancora di imporre l’abbandono del quadro generale. Ma la possibilità che una tensione resti reale va tenuta aperta: il lavoro degli astronomi non consiste nel proteggere una teoria da ogni osservazione, bensì nel verificare quali parti siano davvero confermate.

12. Che cosa spiegano le simulazioni, e che cosa rimane aperto

I cosmologi usano simulazioni che partono da condizioni iniziali compatibili con la radiazione cosmica di fondo e fanno evolvere la materia secondo leggi di gravità, idrodinamica e processi astrofisici. In genere più ampia è la simulazione, meno riesce a descrivere nei dettagli la fisica di una singola nube; più dettagliata è una regione, più costoso diventa seguirla insieme a tutto il cosmo.

Alcuni processi sotto la scala risolta vengono descritti con modelli semplificati e parametri calibrati. Questo non li rende automaticamente arbitrari: possono essere sottoposti a controlli con dati indipendenti. Impone però prudenza nel distinguere una previsione anticipata da un risultato ottenuto dopo aver regolato il modello.

Un passaggio utile proposto anche da Luke Barnes nelle discussioni divulgative raccolte da Conversione Costante consiste nel chiedere che cosa significhi “avere una galassia” in un universo simulato. È necessario stabilire una definizione operativa: massa concentrata, stelle, gas, stabilità nel tempo. Cambiando la definizione cambiano alcune conclusioni quantitative. La questione scientifica non è scegliere una parola suggestiva, ma formulare criteri riproducibili e confrontabili.

13. La materia oscura è stata scoperta?

Esistono molte ricerche sulla natura microscopica della materia oscura: esperimenti sotterranei che cercano urti rarissimi fra ipotetiche particelle e nuclei, telescopi che cercano segnali di annichilazione e acceleratori che esplorano la produzione di nuovi stati. Nessuna di queste strade ha finora fornito un’identificazione universalmente accettata della particella responsabile dell’intera componente oscura cosmica.

È dunque corretto distinguere due livelli: gli effetti gravitazionali che molti dati richiedono o favoriscono e l’identità fisica della sostanza che li produce. Dire che “la materia oscura è stata vista” è improprio; dire che sia stata inventata soltanto perché una galassia non torna nei conti ignora invece la varietà di misure disponibili.

Le alternative — per esempio modifiche della gravità o componenti di materia con proprietà differenti — vanno giudicate su tutto il quadro. Alcune funzionano bene in determinati regimi ma incontrano difficoltà in altri. La ricerca non termina quando un modello possiede un buon nome: deve spiegare contemporaneamente osservazioni astronomiche indipendenti e produrre verifiche nuove.

14. Galassie e condizioni compatibili con la vita

Senza concentrazioni di materia sufficientemente persistenti, non avremmo le stelle come le conosciamo né i luoghi nei quali generazioni stellari successive arricchiscono il gas di elementi pesanti. Da questo punto di vista la formazione delle strutture è una condizione importante per ottenere ambienti nei quali possa svilupparsi una chimica complessa.

Ma non segue che ogni dettaglio del nostro universo sia una condizione unica e indispensabile. Le variazioni di massa della materia oscura, la densità totale di materia, l’ampiezza delle perturbazioni e l’energia oscura possono produrre esiti differenti; la sensibilità delle galassie a tali parametri è materia di simulazioni e dibattiti. Un universo con meno galassie, con galassie diverse o senza sistemi simili alla Via Lattea non è automaticamente un universo privo di qualsiasi forma concepibile di vita.

Il punto sarà affrontato più avanti quando analizzeremo il fine-tuning. Per ora abbiamo un fatto preciso: nell’universo osservato esiste una sequenza di processi fisici che conduce da minuscole perturbazioni a stelle, galassie e sistemi planetari. Il carattere sorprendente di questa sequenza non sostituisce la verifica delle sue spiegazioni.

In un contesto di vita possibile entra inoltre una successione di prerequisiti. L’evoluzione cosmica deve permettere che in qualche regione la materia si addensi; deve rendere possibile un ciclo di nascita ed evoluzione di stelle; generazioni stellari devono produrre e diffondere elementi diversi da idrogeno ed elio; infine alcuni ambienti devono conservarsi abbastanza a lungo da consentire processi chimici articolati. Ognuno di questi passaggi può essere studiato separatamente. Nessuno dimostra da solo che i valori misurati siano gli unici compatibili con la vita o che siano stati selezionati intenzionalmente.

La presenza di un tale percorso di complessità è comunque un fatto scientificamente rilevante. Studiare le condizioni che lo permettono aiuta a formulare domande ben delimitate sulla sensibilità cosmologica: che cosa accadrebbe alla crescita delle strutture aumentando la velocità delle particelle oscure? Quanto conta la densità iniziale? Quali effetti produce un’energia oscura dominante troppo presto? Nei successivi moduli affronteremo separatamente questi scenari, evitando di sommare come indipendenti vincoli che dipendono dagli stessi fenomeni.

15. Disegno Intelligente: che cosa aggiunge l’inferenza

La prospettiva favorevole al Disegno Intelligente può guardare alla storia cosmica come a una convergenza di condizioni: leggi sufficientemente stabili, gravità, un universo in espansione, perturbazioni iniziali e possibilità di formare strutture durevoli. Alcuni autori, fra cui Lewis e Barnes nel loro studio del fine-tuning, mostrano come cambiamenti di parametri fondamentali possano modificare profondamente la storia delle stelle e delle galassie.

L’argomento filosofico pro-ID non è che i fisici “non sappiano spiegare le galassie” e dunque esista un progettista. È piuttosto la proposta di confrontare l’insieme delle condizioni fisiche osservate con ipotesi esplicative diverse, domandando se una causa intelligente renda più comprensibile il loro coordinamento. Per essere rigorosa, tale valutazione deve dichiarare gli scenari alternativi, le dipendenze fra parametri e i limiti delle distribuzioni di probabilità eventualmente utilizzate.

Non esiste oggi un esperimento sulle galassie che identifichi un progettista. Si può sostenere l’interesse filosofico di un quadro cumulativo senza falsificare questo punto. È anche importante non contare più volte come prove indipendenti gli stessi dati: la mappa del fondo cosmico, le simulazioni di formazione e la distribuzione delle galassie sono collegate dagli stessi modelli.

16. Dalla gravità all’energia oscura

La materia oscura viene evocata per spiegare soprattutto come la gravità favorisca la formazione delle strutture. Ma nel cosmo è presente un’altra questione, di segno diverso: non riguarda solo l’attrazione locale, bensì il modo in cui cambia la velocità di espansione dell’universo nel suo insieme.

Una galassia può restare gravitazionalmente legata anche mentre, su distanze assai maggiori, lo spazio fra grandi sistemi galattici continua ad aumentare. È per questo che il fenomeno delle galassie non deve essere confuso con l’idea che tutto si allontani continuamente da tutto. La descrizione cosmologica riguarda l’espansione media su larga scala, non la distruzione immediata di stelle e pianeti.

Nel prossimo modulo considereremo una componente ancora meno familiare della materia oscura: l’energia oscura, nome dato a ciò che nel quadro cosmologico moderno rende conto dell’accelerazione dell’espansione. La scopriremo attraverso misure di supernovae, mappe di galassie e nuovi risultati, distinguendo ancora una volta dati, modelli e interpretazioni.

Conclusione — Una nuova domanda per il nostro percorso

Materia oscura e energia oscura non sono la stessa cosa: la prima favorisce strutture gravitazionali, la seconda entra nella descrizione dell’espansione accelerata. La storia dell’universo ci conduce così al prossimo argomento, senza pretendere di aver già risolto le questioni ultime della cosmologia. Nel prossimo modulo approfondiremo «L’energia oscura e il destino dell’universo».

Prossimo modulo: L’energia oscura e il destino dell’universo.

Bibliografia