Il nostro universo potrebbe essersi scontrato con un altro, rivelando il multiverso?

Non importa quanto lontano guardiamo nell’Universo, ci sarà sempre altro “Universo” da vedere.

Anche ai limiti estremi di ciò che è visibile – 46 miliardi di anni luce in tutte le direzioni, data la quantità finita di tempo che è passata dal Big Bang, l’Universo in espansione e la velocità finita della luce – non ci sono prove di ogni sorta di stranezza abbiamo immaginato.

Non c’è alcun margine nell’Universo, nessuna deviazione dall’uniformità su larga scala, nessuna prova per una direzione preferita e nessuna prova di schemi ripetitivi. Anche così, è importante mantenere la nostra mente aperta a tutte le possibilità che non sono escluse. Dopotutto, “l’assenza di prove non implica prove di assenza“.

Una delle possibilità più fantastiche è che il nostro Universo sia solo uno dei tanti che esistono, tutti incorporati in un Multiverso più ampio. Se è così, il nostro Universo potrebbe essersi scontrato con un altro, conservando, magari, un’impronta di questo scontro?

Se vogliamo sapere se questi universi potrebbero scontrarsi o meno, dobbiamo tornare alla teoria alla base di tutto: l’inflazione cosmica. Vediamo cosa dice.

Nelle prime fasi del caldo Big Bang, l’Universo era:

• incredibilmente denso, con densità che superano anche quella del nucleo di una stella di neutroni,
• incredibilmente caldo, con energie che raggiungono trilioni di volte quelle raggiunte al Large Hadron Collider del CERN,
• incredibilmente uniforme, con regioni sovradense e sottodense che si discostano dalla densità media solo di ~0,003%,
• pieno di particelle e antiparticelle, tutte così energiche da viaggiare a velocità indistinguibili dalla velocità della luce,
• e si espandeva in modo straordinariamente rapido.

Sappiamo anche che esiste una relazione molto importante tra il tasso di espansione e la somma di tutte le varie forme di materia ed energia presenti nell’Universo: se si bilanciano perfettamente, l’Universo può espandersi senza ricadere o espandersi in un vuoto oblio; in caso contrario, si verificherà una ricaduta quasi immediata o uno “svuotamento” dell’Universo.

Sappiamo, guardando indietro dalla nostra prospettiva di 13,8 miliardi di anni dopo il Big Bang, che questo equilibrio iniziale era indistinguibile dal perfetto.

L’inflazione cosmica è stata la prima idea – un’aggiunta al Big Bang – per spiegare come ciò potesse accadere.

Ciò che l’inflazione postulava era che la ragione per cui la densità totale di energia e il tasso di espansione si bilanciavano così perfettamente è che il Big Bang non è stato l’inizio di tutto, ma piuttosto è stato preceduto da quella che è nota come una fase inflazionistica: dove non c’era materia, antimateria, o radiazione, ma piuttosto dove l’espansione dell’Universo è determinata da una forma di energia inerente allo spazio stesso.

Questo crea uno scenario interessante.

Quando il tuo Universo è pieno di qualcosa di simile alla materia, c’è un numero fisso di particelle presenti: quando il volume aumenta, la densità delle particelle diminuisce. Di conseguenza, quando la densità di energia diminuisce, anche il tasso di espansione diminuisce: i due devono bilanciarsi.

Allo stesso modo, con la radiazione, anche la densità diminuisce, ma anche più velocemente; la radiazione non è composta solo da un numero fisso di particelle, ma ognuna di queste particelle si comporta come un’onda, il che significa che la sua lunghezza d’onda si allunga man mano che l’Universo si espande, causando una diminuzione della velocità di espansione ancora più rapidamente che in un Universo pieno di materia.

Ma per l’energia inerente allo spazio, la densità di energia rimane costante. Anche se l’Universo si espande, lo spazio è ancora spazio. E poiché la densità di energia bilancia il tasso di espansione, il tasso di espansione non cambia se sei dominato dall’energia inerente allo spazio stesso.

Ipotizzare questo stato precoce dell’energia inerente allo spazio è estremamente convincente. Se il tuo universo si sta espandendo come se ci fosse energia inerente allo spazio, il tasso di espansione non cambierà nel tempo, il che significa che l’espansione sarà esponenziale.

Esponenziale significa quanto segue:

• immagina di avere un punto situato a una certa distanza da te,
• e lasci passare un certo periodo di tempo, fino a quando la distanza di quel punto non raddoppia,
• se lasci che quella quantità di tempo passi ancora una volta, quella distanza raddoppia ancora una volta, in modo che sia quattro volte la distanza originale,
• e se quell’intervallo di tempo passa ancora una volta, quella distanza raddoppia di nuovo, rendendola otto volte la distanza originale,
• e che se passano 10 o 100 volte quell’intervallo di tempo, quella distanza diventa 2 ¹⁰ o 2 ¹⁰⁰ volte la distanza originale,

consentendo a un Universo che si gonfia in questo modo di essere disteso, svuotato di tutta la materia e radiazione preesistente, e conferendogli le stesse proprietà ovunque, poiché tutto ciò che ora occupa il nostro Universo osservabile è emerso da questa regione un tempo minuscola di spazio in espansione.

È solo la natura esponenziale dell’inflazione che le consente di precedere e avviare il Big Bang; se invece fosse riempito di materia o radiazione, il tasso di espansione dell’Universo diminuirebbe con la diluizione della densità, come mostrato di seguito.

Ci sono, ovviamente, buone ragioni per credere che l’inflazione si sia verificata oltre al fatto che spiega questi enigmi altrimenti inspiegabili.

Una è che un Universo in espansione, supponendo che l’inflazione sia un campo quantistico che sperimenta fluttuazioni quantistiche proprio come qualsiasi altro campo nell’Universo, ha queste fluttuazioni quantistiche estese attraverso l’Universo in espansione. Quando l’inflazione finisce, l’energia inerente allo spazio viene “scaricata” nelle particelle: materia, antimateria, radiazione, ecc., E ne conseguono una serie di conseguenze osservabili.

• uno spettro invariante quasi perfettamente su scala di fluttuazioni di densità, in cui le fluttuazioni sulle scale più grandi sono leggermente maggiori in grandezza, di una piccola percentuale, rispetto a quelle su scale più piccole,
• dove queste fluttuazioni sono 100% adiabatiche (con entropia costante) e 0% iscocurvatura (con curvatura spaziale costante),
• dove esistono fluttuazioni su scale maggiori dell’orizzonte cosmico,
• e dove c’è un limite superiore massimo osservato su quanto caldo l’Universo avrebbe potuto diventare nelle prime fasi del Big Bang, e quel limite è significativamente al di sotto della scala energetica di Planck.

Tutte queste previsioni sono state confermate, mentre la fine dell’inflazione corrisponde all’inizio del caldo Big Bang. Le nostre origini cosmiche sono state ora ricondotte a prima del Big Bang, a questo stato inflazionistico.

Naturalmente, questo avrà anche altre conseguenze: conseguenze che forse non sono facilmente osservabili come questi fenomeni che siamo stati in grado di testare e misurare. Alcune delle previsioni dell’inflazione, infatti, potrebbero essere per sempre inosservabili, a causa di un fatto così importante che vale la pena sottolineare:

L’inflazione, a causa della natura dell’espansione esponenziale, cancella per sempre dal nostro Universo qualsiasi firma creata prima della minuscola frazione di secondo finale dell’inflazione stessa.

Sono solo quegli istanti finali dell’inflazione, in cui la piccola regione di spazio che:

• • • si espande fluttuando,
    • effettua la transizione dall’espansione esponenziale e dall’essere riempiti di energia inerente allo spazio all’espansione come un Universo pieno di materia, antimateria e radiazioni,
    • e porta a un caldo Big Bang per una regione almeno delle dimensioni di un pallone da calcio, che era la dimensione minima per il nostro Universo all’inizio del caldo Big Bang che possiamo osservare.

  Tutto ciò che è accaduto prima di quell’evento o al di fuori di quella particolare regione delle dimensioni di un pallone da calcio che è diventato il nostro Universo, non può essere osservato.

Quindi, secondo la teoria dell’inflazione, cos’è esattamente ciò che accade?

Uno dei modi più semplici per visualizzare l’inflazione è immaginare di avere una palla in cima a una collina molto piatta e che, col passare del tempo, la palla rotoli giù dalla collina, da una parte o dall’altra, nella valle in attesa sotto. Solo che, invece di essere una palla classica, con una posizione ben definita e non ambigua sulla collina, questa è una palla quantistica, con una distribuzione di probabilità di dove si trova che si estende nel tempo.

Ora, ecco una parte fondamentale dell’inflazione che la maggior parte delle persone non riconosce: la collina deve avere un certo insieme di proprietà in modo che la palla ruoti abbastanza lentamente da darci abbastanza inflazione per dare origine al nostro Universo come lo vediamo.

Ciò pone vincoli significativi alle forme consentite che la collina potrebbe avere, e in particolare, questo fatto è vero: la collina deve essere abbastanza piatta da far rotolare la palla lentamente.

Ciò che ciò consente, tuttavia, è il campo quantico che determina la posizione della palla da allargare, e devi confrontare “quanto velocemente rotola la palla, in media” con “quanto velocemente la palla, a causa degli effetti quantistici, si allarga nelle sue possibili posizioni lungo la collina?”

Ecco la lezione divertente e importante da imparare: praticamente in tutti i modelli di inflazione in cui la palla rotola abbastanza lentamente da ottenere un’inflazione “sufficiente” per essere coerente con il nostro Universo, la “diffusione quantistica” avviene più velocemente del rotolamento, specialmente sulla parte pianeggiante della collina.

Ciò significa che, durante l’inflazione, otterrai alcune regioni in cui il campo “si diffonde” più vicino alla valle, e una volta che arrivi a valle, l’inflazione termina.

Ma otterrai anche regioni in cui l’inflazione non finisce in quel momento e si diffonde verso la parte pianeggiante della collina, dove l’inflazione continua per qualche tempo aggiuntivo. In effetti, elaborando la matematica di questo indica abbastanza fortemente che:

• sì, ci saranno sempre alcune regioni, durante l’inflazione, dove la “palla” rotola a valle,
• che dove succede, l’inflazione finisce e otteniamo un caldo Big Bang,
• ma nelle regioni che circondano quelle regioni dove “l’inflazione finisce“, l’inflazione continua,
• e in quelle regioni, lo spazio si espande in modo esponenziale, piuttosto che al ritmo rapidamente decrescente che si verifica nelle regioni in cui si verifica un caldo Big Bang.

Il multiverso

Questo è molto, molto importante, perché è esattamente ciò che dà origine al Multiverso: questa stessa proprietà dello spazio sotto l’influenza dell’inflazione cosmica.

Durante l’inflazione, l’espansione è inarrestabile: lo spazio ovunque si espande alla stessa velocità rapida e costante. Potete immaginare che questo spazio sia come un mare d’acqua, e che il mare si stia espandendo: sempre più acqua appare col passare del tempo.

Quindi puoi immaginare che l’inflazione finisce in alcune regioni, e queste sono come piccole bollicine che si formano e crescono, simile a come una pentola di acqua bollente inizia con minuscole bolle che si nucleano e crescono.

Ma, a differenza di una pentola di acqua bollente, la natura “in espansione” del mare separa queste singole bolle; crescono, ma il mare in espansione tra di loro cresce relativamente più velocemente, assicurando che due singole bolle non si scontreranno mai.

Questa è l’immagine standard dell’inflazione cosmica, insieme a come e perché crea un multiverso. In effetti, una volta che l’inflazione inizia, ci saranno sempre regioni tra due luoghi qualsiasi in cui l’inflazione finisce che continuano a gonfiarsi; in questo senso, l’inflazione è eterna.

Tuttavia, possiamo solo osservare l’Universo in cui esistiamo ed è lì che si è verificato un caldo Big Bang circa 13,8 miliardi di anni fa. E con sorpresa di nessuno, non ci sono prove di una collisione di bolle avvenuta nell’Universo primordiale, poiché l’impronta che un tale evento avrebbe lasciato non si vede da nessuna parte.

Il messaggio da portare a casa è questo: per ottenere un’inflazione sufficiente a spiegare l’Universo che osserviamo, il campo responsabile deve avere determinate proprietà. Se ha quelle proprietà, non solo possiamo spiegare tutto ciò che il Big Bang senza inflazione potrebbe, ma abbiamo anche spiegato cose che il Big Bang da solo non potrebbe, oltre a fare nuove previsioni che sono state successivamente testate e confermate.

Tuttavia, c’è un’altra conseguenza che non può essere realisticamente evitata: un Multiverso, in cui vengono creati molti universi indipendenti al suo interno che non interagiscono, si sovrappongono o non si scontrano mai l’uno con l’altro.

Non abbiamo prove che il Multiverso esista, ovviamente; le uniche varianti che avrebbero conseguenze osservabili riguardano “ammaccature” sul nostro Universo, che sono incoerenti con ciò che vediamo.

Tutto è ancora in linea con i più semplici modelli di inflazione, a quasi 40 anni dalla loro proposta iniziale. Forse è ora di smettere di prestare attenzione ai dubbiosi e di abbracciare invece l’Universo esattamente come si mostra.