La scoperta che l’Universo si sta espandendo portò rapidamente alla teoria del Big Bang che venne poi modificata per includere uno stadio ancora precedente, noto come inflazione cosmica, che precedette e creò le condizioni iniziali del Big Bang. Come spiega Ethan Siegel, questo è lo stato attuale della nostra comprensione dell’inizio di tutto.
Ed ecco le domande più più importanti, con e senza risposta, che continuiamo a porci sulle prime fasi del nostro Universo.
Universo e Big Bang caldo inflazionistico
Molti di noi hanno sentito parlare del Big Bang: l’idea che l’Universo abbia avuto inizio da uno stato molto caldo, molto denso e molto uniforme, per poi espandersi, raffreddarsi e gravitare, dando infine origine a:
- protoni e neutroni,
- nuclei atomici,
- atomi neutri,
- stelle,
- galassie,
- e una vasta rete cosmica di strutture,
dove all’interno delle singole galassie possono eventualmente formarsi cose come elementi pesanti, pianeti rocciosi e persino la vita. Tuttavia, il Big Bang non può essere stato l’inizio della storia, poiché una serie di enigmi fisici rimangono inspiegabili se insistiamo su questo punto.
Eccoli:
- Perché il bagliore residuo del Big Bang, la CMB (o fondo cosmico a microonde), ha le stesse proprietà (ad esempio, la temperatura) in tutte le direzioni, soprattutto se queste regioni distanti e disconnesse non hanno mai avuto il tempo di scambiare informazioni tra loro?
- Perché il nostro Universo, dove la combinazione di densità di energia e velocità di espansione ne determina la curvatura, appare spazialmente perfettamente piatto, anziché curvato positivamente o negativamente?
- E perché non ci sono resti ad alta energia di questa fase apparentemente “arbitrariamente calda” che l’Universo avrebbe raggiunto all’inizio, se il Big Bang caldo avesse davvero rappresentato l’inizio di tutto?
Una possibilità, notata da Alan Guth tra la fine degli anni ’70 e l’inizio degli anni ’80 (anche se altri, come Robert Brout, Alexei Starobinskii, oltre a Rocky Kolb e Stephen Wolfram, avevano idee simili), è che il Big Bang non sia stato l’inizio, ma deve essere stato preceduto da uno stato di spazio vuoto in espansione esponenziale, che ha preceduto e ha dato inizio al caldo Big Bang. Ulteriori dettagli furono elaborati da molti, incluso lo stesso Guth, Andrei Linde, Paul Steinhardt e Andreas Albrecht, così come molti altri, concludendo quanto segue.
In un Universo inflazionario, lo spazio era pieno di un tipo di energia intrinseca a se stesso – forse un tipo di energia di campo, simile all’energia oscura di oggi – che lo faceva espandere non solo rapidamente, ma inesorabilmente e senza limiti. Quando l’inflazione giunge al termine, tutta (o almeno la maggior parte) di quell’energia viene convertita in particelle e antiparticelle, dando inizio alla fase dell’Universo che identifichiamo con il caldo Big Bang. Ma ora, a causa dell’inflazione:
- Regioni diverse hanno tutte la stessa temperatura e densità, perché sono emerse tutte dallo stesso stato inflazionistico.
- L’Universo che emerge appare spazialmente piatto, perché il processo inflazionistico lo ha allungato in modo tale da renderlo indistinguibile da un aspetto perfettamente piatto, proprio come il nostro cortile appare “piatto” sulla superficie della Terra.
- Non ci sono resti ad alta energia perché quelli preesistenti sono stati gonfiati e la temperatura massima che l’Universo raggiunge quando inizia il caldo Big Bang è ora insufficiente per crearli di nuovo.
In altre parole, l’inflazione non solo riproduce i successi del Big Bang, ma risolve tutti e tre i principali enigmi fisici che hanno afflitto il Big Bang in precedenza. Questa bella storia aveva un inizio avvincente, spiegando i problemi della temperatura uniforme, della piattezza osservata e della mancanza di residui ad alta energia con cui lottava lo scenario standard del Big Bang caldo. Ma per sostituire una vecchia teoria scientifica, è necessario che una nuova faccia nuove previsioni che differiscono dalla teoria che l’ha preceduta.
Per quanto riguarda l’inflazione, il modo più semplice per visualizzarla è come un campo: si inizia come una palla sulla cima di una collina che rotola giù. Finché sei in alto sulla collina, il tuo Universo si gonfia; quando si rotola giù per la collina e in una valle sottostante, l’inflazione termina e l’energia che ne deriva viene convertita in quanti, dando inizio al caldo Big Bang. Tuttavia, poiché tutti i campi in natura dovrebbero essere intrinsecamente quantistici, ciò porta a due tipi di processi quantistici:
- fluttuazioni quantistiche che si estendono attraverso l’Universo e diventano fluttuazioni di densità/temperatura, note come fluttuazioni scalari,
- fluttuazioni quantistiche che generano uno spettro primordiale di onde gravitazionali, note come fluttuazioni tensoriali.
Oggi è stata rilevata solo la prima classe di queste fluttuazioni, ma entrambi i tipi portano a una serie di previsioni, che ci consentono di testare e limitare vari scenari inflazionistici e la loro rilevanza per il nostro Universo.
Immaginare le fluttuazioni quantistiche
Prova a immaginare l’Universo com’era durante questo stato inflazionistico. Lo spazio diventa rapidamente vuoto – completamente vuoto – poiché due punti vicini vengono inesorabilmente allontanati in modo esponenziale: dove la distanza tra loro raddoppia dopo un certo periodo di tempo, poi quadruplica dopo il doppio di quel tempo, quindi ottuplica dopo il triplo di tempo, e così via. Quando saranno trascorse 1000 volte quell’intervallo di tempo iniziale, anche due punti che erano separati dalla distanza fisica minima che ha senso (la lunghezza di Planck), inizialmente, saranno ora più distanti delle estremità opposte dell’Universo osservabile di oggi.
Eppure, mentre si verifica questa espansione inflazionistica, ci sono ancora fluttuazioni quantistiche che si verificano su tutte le scale in tutto lo spazio. Le fluttuazioni che si verificano sulle scale più piccole si estendono a scale più grandi, mentre con il passare del momento successivo, nuove fluttuazioni appaiono sulle scale più piccole. Man mano che le fluttuazioni “più vecchie” vengono estese su scale più grandi, ad esse si uniscono fluttuazioni “nuove” su scale più piccole, con ciascuna serie di fluttuazioni che si sovrappone alle fluttuazioni più vecchie, ora su scala più ampia.
Solo quando l’inflazione finisce, queste fluttuazioni quantistiche – sia di tipo scalare che di tipo tensore – vengono convertite in fluttuazioni di densità (per scalare) e fluttuazioni di onde gravitazionali (per tensore) che danno origine all’Universo quando avviene il primo Big Bang caldo.
Successi inflazionistici
Ciò porta a una serie di previsioni su come queste fluttuazioni dovrebbero influenzare l’Universo che osserviamo oggi, e tali previsioni differiscono da quelle del Big Bang caldo non inflazionistico o fanno previsioni concrete mentre il Big Bang caldo non ne fa affatto. Per alcune di queste previsioni, i dati sono già arrivati e concordano ampiamente con ciò che l’inflazione ci porta ad aspettarci che si verificherà.
N. 1: fluttuazioni del super orizzonte. C’è un limite alla dimensione che qualsiasi struttura nell’Universo può assumere: la dimensione imposta dalla velocità della luce, dal tasso di espansione cosmica e dalla quantità di tempo trascorso dalla nascita dell’Universo. Se non ci fosse un periodo di inflazione cosmica, il limite superiore a tale dimensione sarebbe fissato da questi fattori ed è noto come orizzonte classico.
Se osserveremo strutture coerenti nell’Universo che sono più grandi di quelle dimensioni, ad esempio le fluttuazioni del super orizzonte, allora avremo trovato prove dell’inflazione cosmica. Questo è stato misurato per la prima volta nei dati di polarizzazione da WMAP, e da allora è stato confermato e misurato con una precisione ancora migliore da Planck.
#2: Fluttuazioni quasi, ma non perfettamente, invarianti di scala. Durante gran parte dell’inflazione cosmica, le fluttuazioni che si estendono su scale più grandi hanno esattamente le stesse proprietà di quelle nuove che compaiono successivamente, su scale più piccole. Tuttavia, c’è una piccola deviazione da ciò che avviene in un momento critico nel tempo: durante i momenti finali dell’inflazione cosmica, appena prima che finisca e dia origine a un caldo Big Bang.
Quell’insieme di momenti critici corrisponde alle scale cosmiche più piccole nell’Universo odierno, mentre i momenti precedenti corrispondono a scale cosmiche più grandi. Normalmente caratterizziamo questo spettro di fluttuazioni con un parametro chiamato ns , o indice spettrale scalare. Se le fluttuazioni fossero perfettamente invarianti di scala, allora ns sarebbe esattamente uguale a 1, ma osserviamo che è appena leggermente inferiore a 1: ns = 0,97. Si tratta di una spettacolare conferma dell’inflazione e forse del modo migliore che abbiamo per limitare i tipi di inflazione che avrebbero potuto verificarsi.
Prevediamo inoltre che:
- #3: l’Universo è spazialmente piatto per almeno 1 parte su poche decine di migliaia,
- #4: le fluttuazioni di densità che si verificano saranno al 100% adiabatiche (di entropia costante) in natura, al contrario dell’isocurvatura (di curvatura spaziale costante) in natura,
- #5: con statistica gaussiana nella loro distribuzione, il che significa che le fluttuazioni di temperatura osservabili nella CMB seguiranno una curva di Bell (distribuzione normale) su tutte le scale angolari.
Secondo le nostre migliori osservazioni, queste previsioni sono state tutte confermate. L’Universo è spazialmente piatto fino a circa 1 parte su 400, le fluttuazioni di densità sono almeno il 98,3% adiabatiche e al massimo l’1,7% di isocurvatura, e per quanto ne sappiamo, le fluttuazioni obbediscono alle statistiche gaussiane, senza che fino ad oggi sia stata rilevabile alcuna non gaussianità.
Le domande senza risposta dell’inflazione
Sembra una straordinaria storia di successo per l’inflazione cosmica e, per molti versi, lo è davvero. 50 anni fa, avevamo confermato che il Big Bang caldo descriveva accuratamente le prime fasi del nostro Universo, ma non riusciva a spiegare una serie di condizioni che dovevano essere esistite allora e conteneva numerose patologie (o enigmi) che non avevano soluzione. Quando arrivò l’inflazione cosmica, si riconobbe che avrebbe potuto risolvere questi problemi, ma che da essi dovevano essere estratte nuove previsioni verificabili.
Siamo ormai entrati in un’era d’oro per la cosmologia, dove vengono progettati e costruiti esperimenti di nuova generazione che sondano le fluttuazioni e la polarizzazione della luce impressa nel fondo cosmico a microonde (CMB). Abbiamo confermato una serie di previsioni sull’inflazione, escludendo il Big Bang senza inflazione ed escludendo anche una serie di modelli inflazionistici che non corrispondono ai dati.
Ma se avessimo dati migliori, potremmo immaginare test sull’inflazione ancora più rigorosi che potrebbero:
- confermare ulteriormente le sue previsioni,
- insegnarci quali modelli concordano con i dati e quali sono esclusi,
- oppure potrebbe sorprenderci e mostrarci che certe previsioni, in realtà, non sono confermate dalla natura.
Anche se non disponiamo ancora dei dati, ecco 5 domande senza risposta sull’inflazione a cui sarà possibile rispondere con dati futuri superiori.
#1: Ci sono fluttuazioni tensoriali, o onde gravitazionali primordiali, presenti nel nostro Universo? Il grafico qui sopra è notevole: mostra lo spettro delle onde gravitazionali che si prevede saranno generate dall’inflazione. L’unico problema? Lo spettro è facile da determinare, ma l’ampiezza dello spettro dipende fortemente dal modello. Se lo spettro del tensore ha una grande ampiezza, allora il rapporto tra l’indice spettrale del tensore (nt) e l’indice spettrale scalare (ns) sarà grande e saremo in grado di osservarlo. In questo momento, i nostri migliori vincoli su quel rapporto ci dicono che è inferiore a 0,036, come determinato dalla collaborazione Bicep-Keck .
#2: L’indice spettrale scalare, ns, ha un valore costante o cambia con la scala (cioè “corre”) come previsto dai modelli inflazionistici? Proprio come una palla che rotola giù da una collina può cambiare la sua accelerazione se cambia la pendenza della collina, l’aspettativa è che l’indice spettrale scalare, ns , “correrà” di una piccola quantità: circa lo 0,1%, secondo la maggior parte dei modelli inflazionistici. Saremo in grado di misurare questo andamento e, in tal caso, sarà coerente con le previsioni di inflazione o sarà troppo grande o troppo piccolo?
#3: La geometria dell’Universo è esattamente piatta o, come prevede l’inflazione, ci sono piccole deviazioni dalla perfetta planarità? Anche se l’inflazione allunga il tessuto dell’Universo fino a renderlo indistinguibile da quello piatto, le fluttuazioni quantistiche impresse durante l’inflazione possono anche imprimergli una quantità diversa da zero di curvatura spaziale. Secondo vari modelli inflazionistici, l’entità di tale curvatura può variare da 1 parte su 10.000 fino a 1 parte su 1.000.000. Se la curvatura fosse maggiore o minore, ciò potrebbe creare problemi per l’inflazione, mentre misurare la curvatura esattamente in quell’intervallo sarebbe un’altra spettacolare conferma dell’inflazione.
#4: Ci sono fluttuazioni scalari che mostrano una certa quantità di non gaussianità nelle loro statistiche? Ancora una volta, ci aspettiamo che se andiamo fino in fondo, alla fine troveremo una piccola deviazione diversa da zero da una curva di Bell perfetta alle fluttuazioni di temperatura che vediamo. La quantità di non gaussianità sarà in accordo con le previsioni di inflazione o sarà troppo piccola o troppo grande?
#5: E infine, ci sono caratteristiche di risonanza nello spettro delle fluttuazioni scalari? Ci aspettiamo che la risposta sia “no”, come prevede l’inflazione, ma bisogna cercare l’inaspettato se si vuole dare alla natura la possibilità di sorprenderci.
Effettuare misurazioni sufficientemente sensibili da testare queste cinque previsioni finora non verificate è un obiettivo ambizioso, ma quando si tratta di una domanda importante come “da dove viene il nostro Universo”, nemmeno fare il tentativo di trovare la risposta potrebbe essere la più grande follia di Tutto.
