Poco più di 40 anni fa, una nuova teoria sull’universo primordiale fornì un modo per affrontare contemporaneamente molteplici enigmi cosmologici.
Per Alan Guth, la scoperta delle origini dell’universo iniziò in un’aula magna della Cornell University nell’autunno del 1978.
Fu in quel semestre che Guth, allora postdoc, partecipò ad una serie di conferenze dell’astronomo e fisico Robert Dicke. Nelle sue lezioni, Dicke introdusse una questione cosmologica critica che stava erodendo la teoria del Big Bang: il problema della piattezza.
Il quesito posto dal problema della piattezza è:
perché l’universo appare come appare?
La densità di materia ed energia presenti subito dopo il Big Bang avrebbero dovuto determinare la forma futura dell’universo, ed i parametri che avrebbero prodotto un universo piatto, al contrario di uno curvo, erano estremamente ristretti.
Tuttavia, per quanto possiamo misurare usando diversi metodi, il nostro universo è quasi perfettamente piatto.
Semplicemente aumentando o diminuendo leggermente la densità, in tempi molto remoti, si sarebbe ottenuto un universo fortemente curvato in una direzione o nell’altra. Inoltre, forse in modo preoccupante, entrambe queste opzioni avrebbero potuto precludere la nostra esistenza.
Nel primo secondo dopo il Big Bang,
se l’universo fosse stato meno denso “di una sola cifra nella 14a posizione decimale”, disse Guth, sarebbe stato in gran parte vuoto. Questo perché ci sarebbe stata meno massa a frenare la sua espansione.
D’altro canto, un universo leggermente più denso si sarebbe espanso troppo lentamente, portandolo a collassare su se stesso in un Big Crunch.
Il significato del grafico sopra riportato, è quello di mostrare l’evoluzione del raggio dell’universo osservato nel tempo. Sull’asse delle ascisse (x) abbiamo il tempo espresso in secondi e sull’asse delle ordinate (y) le dimensioni del raggio dell’Universo osservato espresse in metri.
Vediamo quali sono gli elementi Chiave:
Inflationary Period:
E’ rappresentato da una banda verticale ombreggiata sul lato sinistro del grafico, ed indica la rapida espansione dell’universo.
Inflation Theory:
E’ rappresentata da una linea rossa, che suggerisce un aumento improvviso ed esponenziale del raggio dell’universo durante il periodo di inflazione.
Standard Theory:
E’ rappresentata da una linea blu e mostra un aumento più graduale del raggio dell’universo nel tempo.
Present:
L’attuale presente cosmico è segnato da una linea verticale sul lato destro del grafico.
Quali sono le considerazioni che possiamo fare dopo aver esaminato il grafico?
Possiamo considerare il fatto che durante il periodo di inflazione, il raggio dell’universo è aumentato drasticamente secondo quest’ultima, rispetto alla teoria standard che, invece, mostra un aumento più costante.
Questa differenza suffraga le diverse spiegazioni dell’espansione iniziale dell’universo.
Le teorie più diffuse postulavano che l’universo primordiale avrebbe dovuto produrre un numero enorme di particelle pesanti, tra cui i monopoli magnetici.
Il lettore a questo punto si starà domandando: cosa sono i monopoli magnetici?
I monopoli sono particelle teoriche che possiedono una sola carica magnetica, cioè un polo nord o un polo sud, ma non entrambi. Questo concetto è stato proposto per la prima volta dal fisico Paul Dirac nel 1931.
Quali sono le caratteristiche dei monopoli magnetici:
Carica Magnetica Singola: A differenza dei comuni magneti i monopoli magnetici avrebbero solo un polo.
Teorici: Non sono ancora stati osservati sperimentalmente, ma la loro esistenza è prevista da alcune teorie avanzate come la teoria delle stringhe e la teoria della grande unificazione.
Importanza: La scoperta dei monopoli magnetici potrebbe portare a una migliore comprensione delle forze fondamentali dell’universo.
Queste particelle distintive avrebbero dovuto proliferare e restare in giro e dovremmo essere in grado di trovarle oggi. Ma i fisici non ne hanno ancora incontrata nemmeno una.
Guth, insieme all’allora collega postdoc della Cornell Henry Tye, ha esplorato il motivo per cui ciò potrebbe accadere.
Tye e Guth pensavano che il super raffreddamento estremo potesse spiegare l’apparente mancanza di monopoli magnetici nell’universo. Come spiega Guth,
i monopoli si sarebbero formati quando le torsioni in un campo quantistico caotico si sarebbero congelate in una transizione di fase.
Tuttavia, se la transizione di fase fosse stata ritardata dal super raffreddamento estremo, le torsioni avrebbero potuto appianarsi prima di congelarsi, con conseguente assenza di monopoli.
Fu solo quando, più di un anno dopo, Guth affermò di aver improvvisamente notato un collegamento cruciale tra questa idea e il problema della planarità.
Lo scopo era quello di osservare quale effetto avrebbe avuto il super raffreddamento estremo sulla velocità di espansione nell’universo.
“Rientrai a casa una sera all’inizio di dicembre per elaborare le equazioni che descrivono come il tasso di espansione nell’universo sarebbe stato influenzato dal super raffreddamento della materia”, raccontò Guth.
Ed è stato subito ovvio che avrebbe influenzato enormemente l’espansione dell’universo. Avrebbe spinto l’universo in un periodo di espansione esponenziale, che è ciò che ora chiamiamo inflazione; la stessa notte in cui capì che questa espansione esponenziale avrebbe anche fornito una soluzione al problema della piattezza.
Secondo la teoria dell’inflazione, il tasso di espansione dell’universo è esploso nei suoi primi istanti e poi ha rallentato.
Ciò è accaduto quando un campo quantistico chiamato campo inflatone ha subito una transizione che ha allontanato le cose prima di stabilizzarsi in una fase di gravità normale.
La prima parte, la rapida espansione, avrebbe diluito qualsiasi materia ed energia già presenti quando è iniziata l’inflazione. La seconda parte avrebbe rilasciato successivamente un nuovo lotto.
L’energia rilasciata era proprio la giusta quantità per spingere l’universo verso la piattezza.
Oltre a offrire soluzioni plausibili ai problemi di piattezza e di monopolo, l’inflazione ha anche contribuito a spiegare un terzo problema: il problema dell’orizzonte. Esso deriva dalle nostre osservazioni della radiazione cosmica di fondo o CMB: il bagliore residuo lasciato dalle prime particelle di luce liberate nell’universo primordiale.
In sostanza, gli scienziati hanno osservato che la CMB ha quasi esattamente la stessa temperatura in tutte le direzioni. Ciò è stato considerato strano perché le parti dell’universo ai bordi opposti del nostro “orizzonte” (per quanto possiamo rilevare dal nostro punto di osservazione sulla Terra) erano distanti troppi anni luce l’una dall’altra per aver mai comunicato tra loro. Non avrebbero dovuto essere in grado di stabilizzarsi in una temperatura media uniforme.
L’inflazione suggerisce che l’intero universo visibile un tempo esisteva come una singola regione, prima che il campo inflatone la spingesse all’espansione. Questa prossimità di origine condivisa spiegherebbe come parti ora disparate dell’universo, potrebbero essersi un tempo mescolate.
La teoria dell’inflazione è stata ampiamente celebrata, ma una teoria da sola non basta a chiudere il caso sul mistero dell’universo primordiale.
La CMB è di grande interesse per gli scienziati che studiano la teoria dell’inflazione. La rapida espansione avrebbe dovuto produrre onde gravitazionali, che avrebbero lasciato un pattern unico nella CMB chiamato polarizzazione B-mode. Nel 2014, l’esperimento BICEP2 annunciò di aver osservato questo pattern, ma in seguito gli scienziati persero la loro fiducia nel risultato ottenuto. Tuttavia gli esperimenti proseguono ancora e sono sempre alla ricerca della polarizzazione B-mode nella CMB.
C’è un limite ai dati e un limite causale a ciò che possiamo vedere nell’universo, coerente con la velocità finita della luce.
Ma è incredibile quanto possiamo vedere e dedurre, quindi questa incertezza residua non è la fine del mondo.
In realtà, è solo l’inizio!
Inseguendo le stelle 