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Inflazione cosmica, tutto quello che devi sapere

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C’è una raffica di informazioni che esce sul Big Bang e sull’inflazione, da blogger, agenzie di stampa, pubblicazioni scientifiche e scienziati stessi. Anche la pagina di wikipedia sull’inflazione viene rapidamente aggiornata e si stanno diffondendo idee sbagliate e malintesi, superando di gran lunga le rare fonti che danno ragione alla maggior parte della storia. All’indomani del rilascio dei risultati sconvolgenti della collaborazione BICEP2, c’è ora una grande opportunità per il mondo di capire esattamente cosa sappiamo sull’origine dell’Universo, come si è sviluppato e – se la nuova scoperta regge a una conferma indipendente – ciò che avremo imparato.

Cominciamo dall’inizio.

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Un’immagine della Via Lattea dall’Osservatorio di La Silla dell’ESO. (Y. Beletsky)

All’inizio del XX secolo, la nostra comprensione dell’Universo ha subito una serie di incredibili e importanti rivoluzioni. Le leggere deviazioni dell’orbita del pianeta Mercurio dalle previsioni di Isaac Newton portarono Einstein a sviluppare la sua teoria della relatività generale, che finì per prevedere non solo le deviazioni orbitali osservate, ma molte altre cose.

Una di queste era che la massa effettivamente fa curvare lo spaziotempo in un modo particolare, e che la luce che passa vicino a un oggetto massiccio piega di conseguenza il suo percorso. Questa è stata la prima nuova previsione della relatività generale ad essere confermata osservativamente, poiché le posizioni stellari durante un’eclissi solare totale appaiono spostate da quando il Sole (massiccio) non è nelle loro vicinanze nel cielo!

Credito immagine: Miloslav Druckmüller, tramite http://www.zam.fme.vutbr.cz/~druck/Eclipse/index.htm .

Ma mentre un teorico come Einstein stava rivoluzionando la nostra comprensione della gravitazione, gli osservatori stavano rivoluzionando la nostra comprensione degli oggetti più distanti conosciuti dall’umanità. In particolare, queste “nebulose a spirale” che potevano essere viste attraverso i telescopi avevano alcune proprietà piuttosto notevoli che stavamo appena iniziando a scoprire.

Credito immagine: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona, tramite http://skycenter.arizona.edu/gallery/Galaxies/NGC70 .

La stragrande maggioranza di queste nebulose – ora note per essere galassie non così dissimili la nostra Via Lattea – hanno grandi redshift. Quando Edwin Hubble determinò con successo le distanze di queste galassie negli anni ’20, scoprì che più una galassia era lontana da noi, maggiore era il suo redshift. Questa combinazione dei dati del redshift, della relatività di Einstein e della scala delle distanze galattiche ha portato alla conclusione che l’Universo si sta espandendo e che le distanze tra gli oggetti sulle scale più grandi stanno aumentando con l’invecchiamento dell’Universo.

C’erano un certo numero di possibili cose che questo poteva significare per l’Universo, ma una di queste – proposta per la prima volta da Georges Lemaître e successivamente ampliata da George Gamow – era che l’Universo deve essere iniziato da uno stato di dimensioni arbitrariamente piccole, alta temperatura e alta densità.

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Credito immagine: wiseGEEK, © 2003 — 2014 Conjecture Corporation, tramite http://www.wisegeek.com/what-is-cosmology.htm# ; originale da Shutterstock / DesignUA.

Questa idea è quella che oggi è conosciuta come la teoria originale del Big Bang. Diamo un’occhiata a cosa questo comporta. Pensa a cosa è il nostro Universo oggi: una vasta rete cosmica di galassie, con enormi ammassi centralizzati collegati liberamente da filamenti, con vasti vuoti cosmici tra di loro. Gli ammassi ed i gruppi di galassie che sono legati gravitazionalmente l’uno all’altro rimarranno tali, ma tutti quelli più distanti sono coinvolti nell’espansione dell’Universo e continueranno ad allontanarsi man mano che l’Universo invecchia.

https://www.youtube.com/watch?v=08LBltePDZw

Solo le galassie entro pochi milioni di anni luce da noi sono legate a noi oggi; la stragrande maggioranza del resto si sta allontanando da noi. Ma nel quadro del Big Bang, c’è una ragione per questo. Il tessuto stesso dello spazio si espande con il passare del tempo e tale velocità di espansione è determinata dalla quantità di materia ed energia presenti nello spazio, nonché dalla quantità di curvatura intrinseca dello spazio.

Se immaginiamo l’Universo più indietro nel tempo, era più piccolo, tutta la materia era più ravvicinata (e quindi era più densa), e – poiché la lunghezza d’onda della luce, che si estende con l’espansione dell’Universo, ne determina la temperatura – l’universo era anche più caldo ed energetico nel lontano passato!

Credito immagine: Take 27 LTD / Science Photo Library (principale); Chaisson & McMillan (inserto).

Ciò significa che possiamo, in linea di principio, estrapolare a ritroso il tempo che vogliamo e imparare qualcosa sulle origini del nostro Universo. Poiché tutta la materia nel nostro Universo oggi (che possiamo facilmente rilevare) è composta da atomi e la radiazione al di sopra di una certa energia ionizza gli atomi, deve esserci stato un punto nel lontano passato dell’Universo – quando le cose erano molto calde e dense – in cui tutti gli atomi neutri che si erano formati sarebbero stati immediatamente disintegrati in nuclei ed elettroni!

Ma possiamo andare ancora più indietro nel tempo: ci deve essere stato un tempo in cui la radiazione era così energetica che persino i nuclei atomici sarebbero stati fatti saltare in protoni e neutroni, e poi ancora più indietro quando protoni e neutroni sarebbero stati dissociati in quark e gluoni, e così via. Come lo stesso Lemaître suggerì originariamente nel lontano 1927, l’Universo potrebbe aver avuto origine da un “atomo primordiale” che era arbitrariamente caldo e denso, e forse anche infinitamente.

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Credito immagine: ©2008-2014 Vanshira di deviantART, tramite http://www.deviantart.com/art/The-Primeval-Atom-101135483 .

Ma furono Gamow e i suoi collaboratori che per primi iniziarono a elaborare i dettagli di questo negli anni ’40 e ’50. In particolare, quando l’universo si raffreddò abbastanza da formare atomi neutri – qualsiasi radiazione rimasta dall’Universo primordiale in quel momento avrebbe dovuto continuare a viaggiare attraverso il Universo.

Credito immagine: Institute of Astronomy / National Tsing Hua University, tramite http://crab0.astr.nthu.edu.tw/~hchang/ga2/ch28-03.htm.

La sua lunghezza d’onda sarebbe aumentata (e sarebbe diminuita l’energia) con l’espansione dell’Universo e ora dovrebbe essere solo di pochi gradi sopra lo zero assoluto. In particolare, dovremmo avere approssimativamente la stessa temperatura in tutte le direzioni. Questa reliquia della “sfera di fuoco primordiale” dovrebbe – se osserviamo le corrette lunghezze d’onda della luce – essere visibile ovunque guardiamo nell’Universo.

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Nel 1964, Arno Penzias e Robert Wilson scoprirono quel bagliore residuo del Big Bang, cementandolo come la teoria più accurata e predittiva che descrive l’Universo primordiale.

Credito immagine: NASA, dell’antenna Holmdel Horn utilizzata per scoprire originariamente la CMB. Tramite http://grin.hq.nasa.gov/ABSTRACTS/GPN-2003-00013.html .

Successivamente, sono arrivate anche altre conferme alle previsioni del Big Bang: gli elementi più leggeri dell’Universo – deuterio, elio-3, elio-4 e litio-7 – sono stati osservati nell’abbondanza prevista dalla nucleosintesi nell’Universo primordiale. Il modo in cui le galassie si sono raggruppate e raggruppate insieme è coerente con un Universo che è iniziato in modo più uniforme e poi è diventato più aggregato poiché la gravità ha avuto più tempo per raggruppare le cose. La temperatura dell’Universo molto distante è risultata essere più calda, coerente con un Universo che si stava ancora espandendo e raffreddandosi. E in molte località molto distanti furono scoperti gli atomi neutri di prima che l’Universo avesse l’opportunità di formare stelle e galassie: gas incontaminato rimasto dal Big Bang.

Ma c’erano anche alcuni enigmi; alcune cose che abbiamo osservato che il Big Bang non poteva spiegare.

Credito immagini: Andrey Kravtsov (simulazione cosmologica, L); B. Allen & EP Shellard (simulazione in un universo di stringhe cosmiche, R), tramite http://www.ctc.cam.ac.uk/outreach/origins/cosmic_structures_four.php.

Per cominciare, se l’Universo avesse avuto, ad un certo punto nel passato, energie arbitrariamente alte, ci dovrebbero essere tutti i tipi di reliquie ad altissima energia rimaste da quel momento. Particelle teoriche come monopoli magnetici, firme rimaste dalla grande unificazione, difetti topologici come stringhe cosmiche e pareti di dominio, ecc. Tutti questi dovrebbero aver lasciato tracce nel nostro Universo osservabile; firme di particelle su piccole scale e firme nella struttura a grande scala dell’Universo su quelle più grandi. Eppure, quando cerchiamo queste firme, non ne troviamo.

Questo era sospetto. Eppure ci sono state altre sorprese.

Credito immagine: Theresa Knott e chris 論, utenti di Wikimedia Commons, modificati da me (L); NASA/COBE science team (R), DMR (in alto) e FIRAS (in basso).

Il bagliore residuo del Big Bang è uniforme. Davvero uniforme; molto più uniforme di quanto avesse diritto di essere. Questo è inaspettato per il seguente motivo: se accendi il riscaldamento in un angolo di una stanza, l’intera stanza si riscalderà, ma ci vorrà del tempo. Come mai? Perché l’aria riscaldata ha bisogno di scambiare l’energia termica che possiede con l’aria più fredda in altre parti della stanza, e ciò richiede tempo e interazioni. Fino a quando non avverrà questo scambio, ci aspettiamo che ci sia un gradiente di temperatura e che ci siano regioni relativamente più calde e più fredde.

Ebbene, l’universo non ha avuto il tempo per le regioni su lati opposti di interagire o scambiare qualsiasi informazione. Non ci sono state le interazioni che avrebbero dovuto portarlo in equilibrio termico, o in uno stato di temperatura uniforme. Quello che ci saremmo aspettati è che alcune regioni dello spazio sarebbero due volte più calde (o fredde) di altre, ma ciò che troviamo è che lo spazio ha una temperatura uniforme per poche parti su 100.000 .

Credito immagine: Astronomy Notes di Nick Strobel, via http://www.astronomynotes.com/cosmolgy/s9.htm (L); Il tutorial di Cosmologia di Ned Wright, via http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmo_03.htm (R).

E infine, ce n’era uno più grande. Il tasso di espansione dell’Universo nel tempo, ricordiamo, è determinato dalla materia e dall’energia presenti e anche dalla quantità di curvatura intrinseca dello spazio. E al meglio delle nostre misurazioni, l’universo sembra non essere curvo. Questo non è necessariamente un problema, ma il livello di messa a punto delle condizioni iniziali dell’Universo richiesto per ottenere un risultato come questo è fenomenale; la densità di energia totale doveva essere esattamente il valore che corrisponde a circa una parte in 10^28 per arrivare all’Universo privo di curvatura che osserviamo oggi.

Ora è possibile che “questo è solo il modo in cui è l’Universo” e non ci sono ulteriori spiegazioni, ma non è così che la scienza progredisce! Il modo in cui apprendiamo di più sull’Universo è chiederci se esiste un fenomeno teorico che potrebbe spiegare questo comportamento e, in caso affermativo, quali sono le altre conseguenze e previsioni osservative o sperimentali di tale teoria?

Credito immagine: taccuino di Alan Guth del 1979, twittato tramite @SLAClab, da https://twitter.com/SLAClab/status/445589255792766976.

Questi problemi ed enigmi sono difficoltà solo se insisti a estrapolare quelle alte energie e temperature arbitrarie. Se, invece, ammettiamo la possibilità che non possiamo estrapolare le energie e le temperature più alte e le densità e le scale più piccole possibili, ma invece teorizziamo che è successo qualcos’altro a causare e impostare la materia calda, densa, in espansione, e piena di radiazioni, non solo possiamo risolvere questi problemi, ma capire cosa è successo prima che il framework del Big Bang fosse applicabile.

Ed è esattamente ciò che dice la teoria dell’inflazione cosmologica. Si dice che prima che l’Universo venga descritto pieno di materia e radiazioni come lo abbiamo oggi, è passato attraverso un periodo in cui non c’era praticamente nessuna materia o radiazioni, e l’Universo vide prevalere l’energia insita nello spazio stesso, e si espanse in modo esponenziale!

Credito immagine: io (L); Il tutorial sulla cosmologia di Ned Wright (R).

Ciò significa che la regione dello spazio che oggi consiste in ciò che chiamiamo “il nostro Universo” – di cui il nostro Universo osservabile è solo una piccola parte – una volta era contenuta in una regione di spazio arbitrariamente piccola. Qualunque materia o radiazione preesistente in quella regione venne gonfiata via; l’espansione esponenziale estende l’Universo in modo tale che due particelle non dovrebbero mai incontrarsi.

Se ci fossero state particelle ad alta energia, alta temperatura, difetti topologici o altre curiosità, l’inflazione le ha spinte fuori in modo che – al massimo – ce ne sarebbe solo una contenuta nell’intero Universo osservabile. Se ci fossero state regioni dello spazio con diverse proprietà di temperatura, oggi sono separate da almeno trilioni di anni luce, e se l’Universo avesse avuto una curvatura intrinseca, questa sarebbe stata allungata dall’inflazione fino ad essere indistinguibile dall’odierno “piatto”.

In altre parole, l’inflazione risolve tutti i problemi summenzionati:

  • riproducendo tutte le condizioni iniziali appropriate del Big Bang,
  • inquadra tutto in un modo che è matematicamente e fisicamente coerente con tutta la fisica esistente conosciuta, e infine (e soprattutto),
  • permette nuove previsioni verificabili su ciò che dovremmo vedere nell’Universo.

Credito immagine: utente Twistor59 di Physics StackExchange , tramite http://physics.stackexchange.com/questions/29559/the-multiverse-of-eternal-inflation .

La formulazione iniziale di Alan Guth era di trattare l’inflazione come un campo scalare quantistico, che è il tipo più semplice di campo coerente con tutta la fisica e la matematica dell’Universo. È una scelta eccezionale, perché ti consente di esplorare le possibilità di ciò che può accadere senza la fisica disordinata (o almeno più disordinata ) di sistemi fisici più complicati (puoi inventare modelli di inflazione multi-campo, inflazione ispirata alla gravità quantistica, inflazione della teoria delle stringhe, ecc., Ma non impari nulla di nuovo così facendo).

Guth ha suggerito un campo dove lo spaziotempo è iniziato in quel falso minimo; essere in alto sopra il fondo di dove si trova la tua energia di punto zero significa che il tuo spazio sta subendo l’espansione rapida ed esponenziale richiesta dall’inflazione. Ma l’inflazione non può essere durata per sempre o il nostro Universo non sarebbe qui! Quindi ha ipotizzato che, poiché è un campo quantistico, può subire un tunneling quantistico ed entrare nello stato stabile di non gonfiaggio tramite un processo quantistico standard.

Credito immagine: recuperato da Aggeli K su BrightHub.com.

È un tentativo abbastanza buono, soprattutto perché questo è stato il primissimo articolo mai scritto sull’inflazione! Sfortunatamente, questo avrebbe portato a un Universo vuoto, dove tutta l’energia di quello spazio vuoto veniva trasferita nelle pareti della nostra “bolla” di spazio dove finisce l’inflazione. Poiché tutto lo spazio intorno alla nostra bolla si starebbe ancora gonfiando, non troveremmo mai un’altra bolla, e quindi non faremmo mai uscire il nostro Universo osservabile. In altre parole, l’inflazione – in questo primo modello – non sarebbe mai finita propriamente per darci il nostro Universo con dentro il Big Bang.

Avevamo bisogno di un’uscita aggraziata verso quello stato inflazionistico, e questo è stato scoperto indipendentemente da Andrei Linde e dal team di Paul Steinhardt e Andy Albrecht.

Invece di avere un potenziale che richiede il tunneling, potresti avere un potenziale in cui sei in cima a una collina molto (ma non perfettamente ) piatta. Mentre rimani in ​​cima a quella collina il tuo Universo si sta gonfiando, ma quando alla fine scendi al minimo, l’inflazione finisce ovunque, gradualmente, convertendo tutta quella “energia dello spazio vuoto” in materia – e -radiazione.

Questo è il caldo Big Bang! Questa soluzione divenne nota come “nuova inflazione” (e il modello originale di Guth divenne noto come “vecchia inflazione”) e riproduceva tutte le condizioni note dell’Universo primordiale risolvendo contemporaneamente tutti i problemi con un Universo arbitrariamente caldo, denso e piccolo. Ogni volta che qualcuno dice che il Big Bang viene prima dell’inflazione, molto probabilmente si sta perdendo questa parte importante della storia !

C’è anche un altro modo per avere un ciclo di inflazione di successo nell’Universo primordiale, e questo non si basa necessariamente sull’inizio in un luogo instabile su un potenziale di campo scalare particolarmente piatto. Invece, puoi presumere che sia probabile una varietà di valori di campo iniziali e assumere qualsiasi potenziale tu voglia. Ci sono solo poche condizioni necessarie – dato un campo scalare – perché si verifichi l’inflazione, e un’ampia varietà di potenziali può funzionare.

Col passare del tempo, le regioni che finiscono per gonfiarsi di più comprenderanno molto rapidamente la stragrande maggioranza dell’Universo. Anche Andrei Linde, uno degli scopritori della “nuova inflazione”, ha scoperto questa versione dell’inflazione con condizioni iniziali caotiche – nota come inflazione caotica – e ha inaugurato un’era in cui ci siamo resi conto che un’enorme varietà di potenziali inflazionistici poteva dare origine a un Universo come il nostro.

Quindi, quale dei modelli inflazionistici che possiamo immaginare è corretto? Per poterli discriminare, avevamo bisogno di capire quali fenomeni osservabili sarebbero stati collegati a questi potenziali. Se questo fosse un campo classico, e tu fossi solo una palla che rotola giù da una collina, non accadrebbe nulla di interessante. Ti gonfieresti mentre sei in alto lontano dal punto zero, e poi l’inflazione finirebbe mentre rotoli verso il basso.

Ma poiché questo è un campo quantistico, esiste nello (e si accoppia allo) spaziotempo, il che significa che produce fluttuazioni quantistiche! Queste fluttuazioni si traducono in nuove previsioni! Nello specifico, l’inflazione produce fluttuazioni scalari, che portano a minuscole variazioni di densità su varie scale nell’Universo, e anche fluttuazioni tensoriali, che portano a onde gravitazionali. Man mano che l’inflazione si avvicina alla fine, durante le ultime frazioni di secondo prima del riscaldamento e del Big Bang, le fluttuazioni prodotte in quel momento si estendono a quello che è oggi il nostro Universo osservabile.

Ma come si producono queste fluttuazioni?

Puoi disegnare qualsiasi curva (o potenziale) che ti piace che porti all’inflazione, e quindi guardare due cose nella posizione sulla curva vicino alla fine dell’inflazione:

  1. Qual è l’ inclinazione della curva verso la fine dell’inflazione?
  2. Quanto velocemente cambia la pendenza in quella posizione?

Se la pendenza fosse perfettamente piatta e immutabile , otterresti uno spettro di fluttuazioni di densità perfettamente invariante in scala e nessuna onda gravitazionale. Sia la pendenza che il modo in cui il suo cambiamento contribuiscono allo spettro delle fluttuazioni di densità (più sono piatte entrambe, più lo spettro è vicino all’invariante di scala), e più velocemente cambia la pendenza, più grandi sono le onde gravitazionali. In realtà abbiamo dato la nostra prima occhiata ai dati sulle fluttuazioni di densità dal satellite COBE negli anni ’90, ed ecco i risultati.

Credito immagine: Takeo Moroi e Tomo Takahashi, da http://arxiv.org/abs/hep-ph/0110096; annotazioni da me (in blu).

È molto vicino all’invariante di scala – il che significa che la curva più adatta sul grafico sopra è molto vicina ad essere perfettamente piatta prima che inizi la sua ripresa – ma non del tutto! In altre parole, questo è coerente con una serie di modelli di inflazione, incluso il modello della “nuova inflazione” e una serie di modelli caotici di Linde, inclusa la semplice parabola.

Ma se potessimo rilevare la firma delle onde gravitazionali il rapporto tra le perturbazioni delle onde gravitazionali e le perturbazioni della densità – qualcosa che chiamiamo semplicemente r in cosmologia – è il grande elemento di differenziazione tra molti di questi modelli.

Credito immagine: Planck Collaborazione: PAR Ade et al., 2013, A&A preprint;

Dopo il rilascio dei primi risultati importanti dal satellite Planck, sembrava che i modelli della “nuova inflazione” fossero favoriti, in quanto la mancata rilevazione delle onde gravitazionali combinata con quello spettro quasi invariante di scala (dove n_s = 1 sarebbe perfettamente invariante di scala) favorirebbe modelli di nuova inflazione. La parabola di Linde, tra l’altro, è il bilanciere nero nel grafico sopra.

Ma Planck non ha ancora i dati sulla polarizzazione, e la polarizzazione è il punto in cui si manifesta meglio la firma dell’onda gravitazionale .

Credito immagine: National Science Foundation (NASA, JPL, Keck Foundation, Moore Foundation, correlati) – Programma BICEP2 finanziato.
Nota che questo diagramma incasina il Big Bang che arriva dopo l’ inflazione sulla loro linea temporale degli eventi nell’Universo.

Ma ci sono altri esperimenti che sono tutti in competizione per misurare esattamente questo: i dati di polarizzazione che potrebbero darci una finestra sul fatto che ci siano state onde gravitazionali prodotte durante l’inflazione! Quelle onde gravitazionali – se esistono – sarebbero impresse sulla firma di polarizzazione B-mode del fondo cosmico a microonde, che a sua volta è il bagliore residuo del Big Bang!

Credito immagine: Sky and Telescope / Gregg Dinderman, tramite http://www.skyandtelescope.com/news/First-Direct-Evidence-of-Big-Bang-Inflation-250681381.html.

Bene, fino ad oggi, sono stati riportati solo risultati nulli. Ma la collaborazione BICEP2 – dopo aver controllato i risultati per oltre un anno – ha finalmente rilasciato il primo rilevamento dichiarato della polarizzazione B-mode nel Cosmic Microwave Background!

Sebbene sia molto, molto importante verificarlo in modo indipendente (e dovrebbero esserci molti controlli nei prossimi due anni), ecco cosa hanno trovato.

Credito immagini: Hu & Dodelson 2002 (L); Collaborazione BICEP2 — PAR Ade et al, 2014 (R).

E se osserviamo i dati complessivi più idonei della collaborazione BICEP2, cosa troviamo?

Credito immagine: Collaborazione BICEP2 — PAR Ade et al, 2014 (R).

Troviamo che r, il rapporto tensore-scalare, il rapporto delle onde gravitazionali dall’inflazione alle fluttuazioni di densità dall’inflazione, è grande, intorno a 0,2 e che l’adattamento è abbastanza buono, sebbene su scale angolari più piccole (a valori maggiori di l, o numero multipolare) c’è qualche deviazione inspiegabile. Ma è un risultato sorprendente, e se sarà avvalorato, è la scoperta del secolo (finora) per la cosmologia!

Quindi, se questo risultato regge , cosa significa?

Credito immagine: Bock et al. (2006, astroph/0604101); modifiche da parte mia.

Significa che non solo possiamo essere ancora più sicuri che ci sia stato un periodo di inflazione cosmica precedente al Big Bang ma significa anche che possiamo iniziare a dire che tipo di inflazione abbiamo avuto. Significa che possiamo iniziare a costruire modelli più accurati e più sofisticati e imparare come è finito questo periodo di espansione esponenziale e ha dato origine al nostro Universo caldo, denso e in espansione. Significa che Guth, Linde e probabilmente il principale investigatore della collaborazione BICEP2 sono in fila per i premi Nobel.

E significa che dovremmo costruire LISA, l’antenna spaziale interferometrica laser, per rilevare direttamente queste onde. Perché anche se questo è un grande momento per la scienza e per la cosmologia, è anche l’inizio di una nuova era nella nostra comprensione dell’Universo: quella con le onde gravitazionali rimaste prima del Big Bang!

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