Universo: le domande ancora senza risposta sull’inizio

L'Universo non è iniziato con un botto, ma con un "sibilo" inflazionistico che lo ha preceduto. Ecco le domande più grandi che ancora rimangono

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Universo: le domande ancora senza risposta sull'inizio
Le più grandi domande sull'inizio dell'Universo

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.

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Da uno stato preesistente, l’inflazione prevede che man mano cheprocede si genereranno una serie di universi, ognuno dei quali sarà completamente disconnesso da tutti gli altri, separati da spazio inflazionistico. Una di queste “bolle”, dove l’inflazione è finita, ha dato vita al nostro Universo circa 13,8 miliardi di anni fa, con una densità di entropia molto bassa, ma senza mai violare la 2a legge della termodinamica. – Credito : Nicolle Rager Fuller

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:



  1. 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?
  2. 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?
  3. 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?
Piano CMB
Le fluttuazioni del fondo cosmico a microonde sono state misurate accuratamente per la prima volta da COBE negli anni ’90, poi in modo più accurato da WMAP negli anni 2000 e Planck (sopra) negli anni 2010. Questa immagine codifica un’enorme quantità di informazioni sull’Universo primordiale, inclusa la sua composizione, età e storia. Le fluttuazioni sono di grandezza solo da decine a centinaia di microkelvin. – Credito : ESA e la Collaborazione Planck

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.
L’inflazione risolve il problema del monopolio della piattezza dell’orizzonte
Nel pannello superiore, il nostro Universo moderno ha le stesse proprietà (inclusa la temperatura) ovunque perché ha avuto origine da una regione che possiede le stesse proprietà. Nel pannello centrale, lo spazio che avrebbe potuto avere una curvatura arbitraria viene gonfiato al punto che oggi non possiamo osservare alcuna curvatura, risolvendo il problema della planarità. E nel pannello inferiore, le reliquie preesistenti ad alta energia vengono gonfiate via, fornendo una soluzione al problema delle reliquie ad alta energia. È così che l’inflazione risolve i tre grandi enigmi che il Big Bang da solo non può spiegare. – Credito : E. Siegel/Oltre la galassia

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:

  1. fluttuazioni quantistiche che si estendono attraverso l’Universo e diventano fluttuazioni di densità/temperatura, note come fluttuazioni scalari,
  2. 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.

fluttuazioni dell’inflazione
Le fluttuazioni quantistiche che si verificano durante l’inflazione si estendono effettivamente in tutto l’Universo e, successivamente, le fluttuazioni su scala più piccola si sovrappongono a quelle più vecchie e su scala più grande. Queste fluttuazioni di campo causano imperfezioni di densità nell’Universo primordiale, che poi portano alle fluttuazioni di temperatura che misuriamo nel fondo cosmico a microonde, dopo che tutte le interazioni tra materia oscura, materia normale e radiazione si verificano prima della formazione del primo nucleo stabile e neutro. atomi. Credito : E. Siegel/Oltre la galassia

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.

Correlazione incrociata di TE Planck
Se si vogliono indagare i segnali all’interno dell’Universo osservabile per avere prove inequivocabili delle fluttuazioni del super-orizzonte, è necessario esaminare le scale del super-orizzonte nello spettro di correlazione incrociata TE della CMB. Con i dati finali di Planck (2018) ora in mano, le prove sono schiaccianti a favore della loro esistenza. – Crediti : ESA e la collaborazione Planck; annotazioni di E. Siegel

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.

spettro CMB di inflazione WMAP
Le fluttuazioni su larga, media e piccola scala del periodo inflazionistico dell’Universo primordiale determinano i punti caldi e freddi (sottodensi e sovradensi) nel bagliore residuo del Big Bang. Queste fluttuazioni, che si estendono in tutto l’Universo in termini di inflazione, dovrebbero essere di entità leggermente diversa su scala piccola rispetto a quella grande: una previsione che è stata confermata osservativamente a circa il livello del 3% circa. Quando osserviamo la CMB, 380.000 anni dopo la fine dell’inflazione, c’è uno spettro di picchi e valli nella distribuzione temperatura/scala delle fluttuazioni, a causa delle interazioni tra materia normale/oscura e radiazione. – Credito : team scientifico NASA/WMAP

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.

L’inflazione e le fluttuazioni quantistiche hanno contribuito a dare origine all’universo moderno
Le fluttuazioni quantistiche che si verificano durante l’inflazione si estendono a tutto l’Universo e, quando l’inflazione termina, diventano fluttuazioni di densità. Ciò porta, nel tempo, alla struttura su larga scala dell’Universo attuale, nonché alle fluttuazioni della temperatura osservate nella CMB. Ci sono voluti anni di sviluppo della teoria da quando l’idea è stata avanzata per la prima volta prima che tutte queste previsioni potessero essere messe in pratica, così come fino a quando alcune patologie legate alla formulazione originale dell’inflazione potessero essere risolte. – Credito : E. Siegel; ESA/Planck e la task force interagenzia DOE/NASA/NSF sulla ricerca sulla CMB

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.

Contributo delle onde gravitazionali alla polarizzazione in modalità B
Il contributo delle onde gravitazionali lasciate dall’inflazione alla polarizzazione B-mode del fondo cosmico a microonde ha una forma nota, ma la sua ampiezza dipende dallo specifico modello di inflazione. Questi modi B delle onde gravitazionali derivanti dall’inflazione non sono ancora stati osservati, ma rilevarli ci aiuterebbe moltissimo a definire con precisione quale tipo di inflazione si è verificata. Un falso rilevamento, da parte del team BICEP2, si è verificato notoriamente all’inizio degli anni 2010. Dobbiamo stare attenti a evitare di assegnare segnali senza tenere adeguatamente conto di tutti gli elementi rilevanti in primo piano, come la polvere galattica. – Credito : Planck Science Team

#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?

Un diagramma di un campo magnetico con una linea blu e viola.
Da una regione dello spazio così piccola come si può immaginare (la scala di Planck), l’inflazione cosmologica fa sì che lo spazio si espanda in modo esponenziale: raddoppiando e raddoppiando incessantemente per ogni piccola frazione di secondo che trascorre. Sebbene questo svuoti l’Universo e lo distenda, contiene anche fluttuazioni quantistiche sovrapposte ad esso: fluttuazioni che in seguito forniranno i semi per la struttura cosmica all’interno del nostro Universo. L’Universo, sebbene sia destinato a diventare molto grande, avrà ancora una certa curvatura spaziale, indotta dalla dinamica dell’inflazione. – Credito: Ben Gibson/Pensa in grande

#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.

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