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Nuova fase quantistica dell’Universo prima dell’inflazione: energia oscura e implicazioni attuali

Un nuovo studio dimostra una nuova fase quantistica dell'Universo, precedente all'inflazione, da cui emerge un quadro chiaro unificante e coerente della storia dell'Universo in termini di fasi gravitazionali classiche, semiclassiche e quantistiche e delle loro rilevanti grandezze fisiche caratteristiche come dimensioni, età, densità del vuoto, entropia gravitazionale e temperatura, Questo è solo un primo input nella costruzione di una teoria fisica completa e comprensibile, in accordo con le osservazioni.

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30 Dicembre 2019

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In un nuovo studio pubblicato il 13 dicembre su International Journal of Modern Physics A, Norma G. Sanchez, dell’ Observatoire de Paris – Laboratoire d’Etude du Rayonnement et de la Matiere en Astrophysique (LERMA), dimostra una nuova fase quantistica dell’Universo, precedente all’inflazione, da cui emerge un quadro chiaro unificante e coerente della storia dell’Universo in termini di fasi gravitazionali classiche, semiclassiche e quantistiche e delle loro rilevanti grandezze fisiche caratteristiche come dimensioni, età, densità del vuoto, entropia gravitazionale e temperatura, tutto in termini di costante cosmologica, in accordo con le osservazioni. Questo fa luce sulle epoche di inflazione, sull’energia oscura, e sarebbe in accordo con il valore per l’energia del vuoto attuale di 10^122. Questo è solo un primo input nella costruzione di una teoria fisica completa e comprensibile, in accordo con le osservazioni. 

L’Universo de Sitter è una soluzione cosmologica delle equazioni di campo della relatività generale e tratta un modello di universo spazialmente piatto che trascura la materia ordinaria in modo tale che la dinamica dell’universo sia dominata dalla costante cosmologica. Tale modello è dunque utilizzabile per spiegare l’energia oscura e il campo inflatone dell’universo primordiale. Infatti i modelli di inflazione cosmica e le attuali osservazioni dell’accelerazione dell’universo convergono su un modello di universo primordiale che, fino a circa 10^-33 secondi dopo il Big Bang, può essere descritto come un universo de Sitter.

Un universo de Sitter è un modello semplificato, privo di materia ordinaria e caratterizzato da una costante cosmologica positiva che ne determina il tasso di espansione (più è grande la costante cosmologica più è alto il tasso di espansione). Inoltre è caratterizzato da una legge di espansione di Hubble coerente nello spazio e anche nel tempo, soddisfacendo così al principio cosmologico perfetto, che assume isotropia e omogeneità in tutto lo spazio-tempo. In una classe di modelli con diversi valori della costante di Hubble, l’universo statico sviluppato da Einstein può essere considerato come un caso speciale dell’universo de Sitter, nel quale l’espansione inflativa è leggermente positiva e finemente sintonizzata per annullare il collasso gravitazionale associato alla densità della materia. Quindi a differenza di altri modelli FLRW, lo spazio di de Sitter può essere pensato come una soluzione statica per le equazioni di Einstein. Come modello per l’universo fisico, la soluzione di de Sitter non era considerata applicabile al nostro universo osservabile, fino a quando non furono sviluppati dei modelli per l’inflazione cosmica (dominante nel Big Bang) e per l’energia oscura (responsabile del Big Rip). Prima di allora si ipotizzava che il Big Bang implicasse solo l’accettazione del più debole principio cosmologico, che ritiene l’isotropia vera solo per estensioni spaziali ma non per estensioni temporali.

L’insieme di dati cosmologici solidi (fondo cosmico a microonde, struttura su larga scala, osservazioni di supernovae, misurazioni della costante di Hubble-Lemaitre e altri dati) supportano il modello standard dell’Universo e mette  in scena, come parte reale, i regimi fisici di de Sitter classici, semi-classici, quantistici Planckiani e super-Planckiani che sono particolarmente importanti per diversi motivi.

L’attuale espansione accelerata (classica) dell’Universo, e la sua energia oscura o costante cosmologica associata all’epoca odierna, è un regime cosmologico classico de Sitter. L’espansione accelerata semiclassica dell’Universo e la sua epoca di inflazione associata è un regime semiclassico cosmologico di de Sitter (o quasi de Sitter: relatività generale classica più fluttuazioni di campo quantistico).  La fase quantistica molto precoce che precede l’epoca dell’inflazione, è l’era quantistica di Planck e Super-Planck. Oltre al suo alto interesse concettuale e fondamentale per la fisica, questa epoca potrebbe rivelarsi d’interesse cosmologico reale per testare la stessa teoria quantistica su scale così estreme, nonché per la ricerca di segnali di onde gravitazionali dalla gravità quantistica per e-LISA, dopo il successo di LIGO. Inoltre, questo stadio quantistico dovrebbe essere rilevante nel fornire precursori quantistici (fasi quantistiche precedenti all’era dell’inflazione)  e stati iniziali coerenti per l’inflazione semiclassica (rollio rapido e rollio lento) e la loro impronta sugli spettri di fluttuazione primordiale osservabili, ad esempio. Inoltre, e come nuovo risultato di questo studio, questa epoca quantistica consente di chiarire il problema dell’energia oscura come energia del vuoto o costante cosmologica dell’Universo.

L’universo di de Sitter è uno sfondo vuoto di curvatura costante semplice e regolare senza alcuna singolarità fisica, è al massimo simmetrico e può essere descritto come un iperboloide incorporato nello spazio-tempo di Minkowski con un’altra dimensione spaziale. Il suo raggio, curvatura e densità equivalente sono descritti in termini di un solo parametro fisico: la costante cosmologica. 

La mancanza di una teoria completa della gravità quantistica (nella teoria dei campi e nelle stringhe) non preclude l’esplorazione e la descrizione dei regimi di gravità Planckiani e super-Planckiani. Invece di passare dalla gravità classica alla gravità quantistica, quantizzando la relatività generale (come è stato provato con i suoi ben noti sviluppi e carenze), si parte dalla meccanica quantistica e dalla sua pietra miliare fondamentale: la dualità classica-quantistica ( dualità onda-particella) in modo tale da estenderla per includere la gravità e il dominio della scala di Planck, vale a dire la dualità onda-particella-gravità, (o classical-quantum gravity duality).

Di conseguenza, vengono trattati i diversi regimi di gravità: classica, semiclassica e quantistica, insieme al dominio di Planck e anche al dominio delle particelle elementari. Questa dualità è universale, include la nota dualità classica-quantistica come un caso speciale e consente un chiarimento generale per la comprensione fisica e i risultati cosmologici. Questa non è una dualità ipotizzata o congetturata. Come la dualità onda-particella, questa non si basa sul numero di dimensioni spazio-temporali (compattificate o no), né su alcuna simmetria o isometria né su qualsiasi altra condizione a priori.

In questo modo si completa  la storia dell’Universo (figura 1) oltre l’epoca dell’inflazione e il quadro attuale, includendo la fase quantistica precedente all’interno del Modello Standard dell’Universo in accordo con le osservazioni. La meccanica quantistica è più completa della fisica classica e la contiene come un caso particolare: aggiunge una nuova fase quantistica Planckiana e super-Planckiana dell’Universo dal tempo di Planck tp fino al passato estremo 10^-61 tp, che è un limite superiore per l’origine del Universo, con energia H = 10^61 hp, fornendo una descrizione unificante delle fasi classiche, semiclassiche, quantistiche, planckiane e superplanckiane dell’Universo, e le loro rilevanti grandezze fisiche: dimensioni, massa, densità di energia del vuoto, costante cosmologica, entropia, temperatura gravitazionale e relazioni tra di loro.

L’Universo classico, ‘diluito’ di oggi e l’Universo quantistico super-Planckiano molto denso e molto precoce, sono, nel significato preciso della dualità classico-quantistica, duplici l’uno dell’altro. Ciò significa che l’universo classico di oggi UΛ è chiaramente caratterizzato dall’insieme di grandezze fisiche  gravitazionali o osservabili come età,  dimensione, massa, densità, temperatura, entropia (LΛ, MΛ, ρΛ, TΛ, SΛ); e l’universo quantistico UQ molto precoce e molto denso è caratterizzato dall’insieme corrispondente di grandezze fisiche quantistiche duplici (LQ, MQ, ρQ, TQ, SQ) nel significato preciso della dualità classico-quantistica.

L’evoluzione dell’Universo può essere descritta da due grandi fasi: Classica e Quantistica, vale a dire, prima e dopo il tempo di Planck tp = 10^-44 sec rispettivamente. Ogni stadio cosmologico nell’Universo classico conosciuto tp ≤ t ≤ 10^61 tp ha un duplice stadio quantistico nella precedente fase quantistica prima del tempo di Planck: 10^−61 tp ≤ t ≤ tp. L’intera durata (delle fasi classiche più quantistiche) è precisamente di 10-61 tp ≤ t ≤10^+61 tp. Vale a dire, ogni componente domina naturalmente in ogni fase: componente temporale classico 10^+61 tp nell’era classica, valore Planck quantistico tp nell’era quantistica precedente.

Il tempo presente dell’Universo a 10^+61 tp, che è un limite inferiore per la futura (se presente) età dell’Universo, ha un precursore quantistico dell’estremo passato remoto pari a 10^-61 tp, che è un limite superiore per l’origine dell’universo. L’epoca nota dell’inflazione classica/semi-classica che si è verificata a circa 10^+6 tp, H = 10^−6 hp ha una duplice era quantistica precedente a 10^−6 tp, H = 10^6 hp che è un’era semi-quantistica (‘bassa H ‘rispetto allo stato quantistico dell’estremo passato H = 10^61 hp), e similmente, per una qualsiasi delle altre epoche conosciute nell’Universo post-Planckiano classico. Questo sembra essere il modo in cui l’Universo si è evoluto.

La densità del vuoto quantistico o ΛQ = ρQ = 10^+122 (in unità di Planck) non è ciò che si osserva oggi e deve essere coerentemente tale poiché l’Universo oggi non si trova in uno stato gravitazionale quantistico super-Planckiano. L’Universo, oggi, è in un regime gravitazionale classico e diluisce lo stato classico. E ciò che si osserva oggi è coerentemente e correttamente il basso valore ‘diluito’ classico ρΛ = 10^-122 o vuoto classico Λ corrispondente all’Universo classico di oggi. La densità del vuoto quantistico ρQ = 10^+122 è un valore quantistico super-Planckiano ed è coerente in questo modo poiché è il precursore quantistico in uno stato superplanckiano gravitazionale quantistico molto precoce. L’universo passato prima del tempo di Planck è in un regime super-Planckiano gravitazionale quantistico e in uno stato super-Planckiano altamente quantistico, precursore dell’era osservata oggi dell’Universo.

L’enorme differenza tra i due valori Λ = ρΛ = 10^-122 e ΛQ = ρQ = 10^122 è effettivamente corretto. Deve essere tale, proprio perché i due valori si riferiscono a enormi condizioni fisiche, regimi e stati enormi che sono classici-quantistici duplici l’uno dell’altro. I due valori si riferiscono a due diversi vuoti gravitazionali: classico, da un lato (epoca attuale) e  piena energia quantistica super-Planckiana dal lato fisico opposto (estrema era remota), e questi sono due componenti estremamente diversi e con duplice densità di energia, contribuendo alla stessa energia di vuoto totale dell’Universo. Vale a dire, esiste davvero un problema cosmologico costante, ma il vero problema non è l’enorme discrepanza tra il valore osservato oggi e il valore della fisica delle particelle calcolate. Il vero problema è conoscere l’origine e la natura (il tipo) predominante delle partiicelle associate alla densità di energia del vuoto e come identificarle e rivelarle.

L’intero quadro è rappresentato in figura 1 , dove: Λ si riferisce alla costante cosmologica (o alla costante H di Hubble-Lemaitre associata) nella fase di gravità classica. Q significa quantistico. p significa scala di Planck. Le unità di Planck, naturali per il sistema, semplificano notevolmente la storia. (La storia completa è una teoria dei numeri puri). Ogni stadio è caratterizzato dall’insieme delle principali quantità gravitazionali fisiche: (Λ, densità ρΛ, dimensione LΛ, temperatura gravitazionale TΛ ed entropia SΛ). Nella fase quantistica, i  precursori quantistici corrispondenti sono etichettati con il pedice Q. Gli stadi precursori classici e quantistici e le loro quantità fisiche associate sono duplici classico-quantistici l’uno dell’altro nel significato preciso della dualità classico-quantistica o dualità onda-particella compresa la gravità. Totale indica l’intera storia, comprese le due fasi o regimi. L’era attuale dell’Universo 10^61, (con Λ = ρΛ = 10^-122 = 1 / SΛ) è un limite inferiore all’età dell’Universo futuro e allo stesso modo per l’attuale valore di entropia SΛ. Mentre 10^−61, (con ΛQ = 10^122 = ρQ = 1 / SQ è un limite superiore al passato estremo (origine) dell’Universo e all’entropia iniziale quantistica – freccia del tempo). [Allo stesso modo, i valori dati in fig. (in unità di Planck) per il CMB sono l’età classica del CMB (3.8 10^5 anni =  10^57 tp) e l’insieme delle proprietà gravitazionali dell’Universo a questa età, e i loro precursori quantistici corrispondenti nell’era quantistica precedente a 10^-57 tp. TΛ e SΛ sono anche un limite superiore alla temperatura e all’entropia della radiazione fotonica della CMB.]

L’evoluzione cosmologica passa da una fase quantistica super-Planckiana e Planckiana a un’era de Sitter accelerata semiclassica (inflazione della teoria dei campi), quindi alla fase classica fino all’attuale era de Sitter. La dualità onda-particella-gravità si manifesta precisamente in questa evoluzione, tra i diversi regimi di gravità, e potrebbe essere vista come una mappatura tra stati asintotici (dentro e fuori) caratterizzati dagli insiemi UΛ (o UH) e UQ

Lungo la sua storia fisica, dalle primissime fasi ai giorni nostri, l’Universo si è evoluto da fasi quantistiche a fasi di fisica classica: vale a dire, l’Universo è stato ‘classicizzato’. E viceversa, dai tempi attuali alle fasi precedenti, l’Universo diventa quantizzato. L’inflazione fa parte del modello cosmologico standard ed è supportata dai dati delle temperature  CMB e delle anisotropie di temperature delle polarizzazioni E-mode. Questo indica 10^−6 mp, (o 10^−5 Mp per la massa ridotta Mp = mp / √ 8π) come la scala di energia dell’inflazione, al di sotto della scala di energia di Planck mp dell’inizio della gravità quantistica . Ciò implica che l’inflazione rientra costantemente nel regime di gravità semiclassica. Ciò a sua volta implica che la precedente fase di inflazione corrisponda a una fase di gravità quantistica nel domino della gravità quantistica Planckiana e super-Plankiana. L’inflazione essendo uno stadio de Sitter, (o quasi de Sitter), ha una curvatura spazio-temporale regolare senza alcuna singolarità spazio-temporale fisica.

Integrando i diversi pezzi di conoscenza di cui sopra, e poiché le fasi più note dell’Universo sono epoche di de Sitter (o quasi di Sitter), la conseguenza dei risultati sembra dimostrare  che non vi sia singolarità all’origine dell’Universo.  La cosiddetta singolarità matematica t = 0 di Friedman-Robertson Walker non è fisica: è il risultato dell’estrapolazione senza meccanica quantistica della teoria della relatività generale puramente classica (non quantistica), fuori dal suo dominio di validità fisica. La scala di Planck non è semplicemente un utile sistema di unità ma una scala fisicamente significativa: la gravità quantistica. La scala di Planck impedisce l’estrapolazione a zero tempo o lunghezza. Questo è esattamente ciò che ci si aspetta dalla meccanica quantistica in gravità: la scorrevolezza delle singolarità gravitazionali classiche. L’inflazione (classica o quantistica) nel passato (10^6 tp o 10^−6 tp è principalmente un’era di curvatura costante de Sitter – o quasi de Sitter) senza alcuna singolarità di curvatura. Ultimo , ma non meno importante, l’estremo passato remoto (a 10^−61 tp ) è uno stato super-Planckiano de Sitter con curvatura costante super-Planckiana ad alto limite e quindi senza singolarità. Naturalmente, questo studio non è dedicato alla questione della singolarità ma questo argomento e l’intero quadro che emerge da questo documento indicano la tendenza e la comprensione del problema.

La proprietà principale usata nella teoria è la dualità classico-quantistica, che è una pietra miliare fondamentale della teoria quantistica. Ulteriori accoppiamenti, interazioni e campi di sfondo possono essere aggiunti.I risultati concettuali qui non cambieranno aggiungendo ulteriori accoppiamenti o interazioni, o ulteriori campi di sfondo a quello già esistente. Naturalmente, questo è solo un primo input nella costruzione di una teoria fisica completa e comprensione in accordo con le osservazioni.

L’esistenza e lo stato attuale dell’Universo sono spiegati fisicamente a causa della dualità classico-quantistica come proprietà di base e universale della Natura: il nostro Universo classico conosciuto esiste proprio perché esisteva una fase precedente o un precursore: tale fase precedente è esattamente la duplice fase quantistica della fase classica nota esistente, il tempo di Planck è precisamente il tempo di attraversamento tra le due fasi. Il tempo di Planck è il passaggio dell’universo dalla gravità classica / semiclassica dalla “fine” (“ritardo” o entropia) della duplice fase quantistica precedente.

“New quantum phase of the Universe before inflation and its cosmological and dark energy implications” – Norma G. Sanchez https://doi.org/10.1142/S0217751X19501550