Le origini dell’universo: l’inflazione

Secondo la teoria dell’inflazione, l’Universo primordiale si espanse esponenzialmente rapidamente per una frazione di secondo dopo il Big Bang. I cosmologi hanno introdotto questa idea nel 1981 per risolvere diversi importanti problemi di cosmologia.

Uno di questi problemi è il problema dell’orizzonte . Supponiamo, per un momento che l’Universo non si sta espandendo. Ora immagina che un fotone sia stato rilasciato subito dopo il Big Bang nell’Universo e abbia viaggiato liberamente fino a colpire il Polo Nord della Terra. Ora immagina che un altro fotone sia stato rilasciato contemporaneamente, ma in direzione “opposta” al primo. Colpirà la Terra al Polo Sud. Questi due fotoni potrebbero scambiarsi informazioni dal momento in cui vengono rilasciati? Chiaramente no, perché il tempo necessario per inviare informazioni da un fotone all’altro sarebbe due volte più grande dell’età dell’Universo. I fotoni sono causalmente disconnessi. Sono al di fuori dell’orizzonte reciproco.

Problema dell'orizzonte cosmico
Questi fotoni non avrebbero potuto comunicare tra loro se l’inflazione non avesse avuto luogo durante il primissimo Universo

Tuttavia, osserviamo che i fotoni provenienti da direzioni opposte devono aver comunicato in qualche modo, perché la radiazione cosmica di fondo a microonde ha quasi esattamente la stessa temperatura in tutte le direzioni sopra il cielo.

Questo problema può essere risolto con l’idea che l’Universo si sia espanso esponenzialmente per un breve periodo di tempo dopo il Big Bang. Prima di questo periodo di inflazione, l’intero Universo avrebbe potuto essere in contatto causale ed equilibrarsi a una temperatura comune. Le regioni oggi ampiamente separate erano in realtà molto vicine tra loro nell’universo primordiale, spiegando perché i fotoni di queste regioni hanno (quasi esattamente) la stessa temperatura.

Un modello semplice per l’espansione dell’Universo è considerare l’inflazione del palloncino. Una persona in qualsiasi punto del palloncino potrebbe considerarsi al centro dell’espansione, poiché tutti i punti vicini si stanno allontanando.

Analogia dell'inflazione con l'aerostato
Mentre il palloncino si gonfia, le distanze tra gli oggetti sulla superficie aumentano

Durante l’inflazione, l’Universo si espanse di un fattore di circa e 60 = 10 26 . Questo numero è 1 seguito da 26 zeri. E’ chiaro che trascende le normali discussioni politico-economiche sull’inflazione.

Fluttuazioni quantistiche

Supponiamo che prima di gonfiare il palloncino, scrivo un messaggio sulla superficie del palloncino che è così piccolo da non poterlo leggere. Gonfiare il palloncino renderà il messaggio leggibile. Ciò significa che l’inflazione funge da microscopio, che ingrandisce ciò che è stato scritto sul palloncino iniziale.

Allo stesso modo siamo in grado di osservare le fluttuazioni quantistiche che sono state create all’inizio dell’inflazione. L’espansione dell’Universo durante l’epoca inflazionistica funge da enorme microscopio che ingrandisce le fluttuazioni quantistiche, corrispondenti a una scala inferiore a 10-28 cm, alle distanze cosmologiche. Ciò lascia impronte nella radiazione cosmica di fondo a microonde (regioni più calde e fredde) e nella distribuzione delle galassie.

Una storia dell'universo
L’inflazione funziona come un microscopio cosmico per vedere le fluttuazioni quantistiche nell’Universo primordiale

Usando la fisica classica , l’evoluzione dell’universo inflazionistico è omogenea, ogni punto spaziale si evolve esattamente allo stesso modo. Tuttavia, la fisica quantistica introduce alcune incertezze nelle condizioni iniziali per i diversi punti spaziali.

Queste variazioni fungono da semi per la formazione della struttura. Dopo il periodo inflazionistico, quando le fluttuazioni sono amplificate, la densità della materia varierà leggermente da un posto all’altro nell’Universo. La gravità farà sì che le regioni più dense inizino a contrarsi, portando alla formazione di galassie.

Sondare l’Universo primordiale

La figura seguente mostra come l’immagine del rumore quantico possa apparire impressa sullo sfondo delle microonde cosmiche. Il rosso e il blu indicano variazioni di temperatura calde e fredde, misurate dal satellite WMAP in sette anni. Il confronto delle statistiche dei dati misurati con i calcoli teorici sono in ottimo accordo.

WMAP

Universi inflazionari a bassa densità

Quanta materia contiene l’universo? Una domanda importante oggi in cosmologia è quanta massa è contenuta nell’Universo. Se non ci fosse materia che lo riempie, l’Universo si espanderebbe per sempre e la velocità di recessione degli oggetti a riposo rispetto all’espansione dell’Universo non cambierebbe durante l’espansione

Sappiamo, naturalmente, che l’Universo non è vuoto ma pieno di materia e la materia ordinaria attraverso la gravità attira altra materia, causando il rallentamento dell’espansione dell’Universo. Se la densità dell’Universo supera una certa soglia nota come densità critica, questa attrazione gravitazionale è abbastanza forte da fermare e in seguito invertire l’espansione dell’Universo, causando alla fine la sua ricaduta in quella che è conosciuta come il “Big Crunch”. D’altra parte, se la densità media dell’Universo è inferiore alla densità critica, l’Universo si espande per sempre, e dopo un certo punto l’espansione procede come se l’Universo fosse vuoto. Un universo critico si trova in equilibrio precario tra queste due possibilità.

Perché un universo di densità critica? Da un po ‘di tempo sappiamo che la densità media del nostro Universo concorda con la densità critica entro un fattore inferiore a dieci. Anche con un margine di errore così ampio, questo accordo è notevole. Stabilire le condizioni iniziali in modo che la densità media rimanga vicina alla densità critica per più di un tempo piccolissimo è paragonabile al tentativo di bilanciare una matita sulla sua punta. Un Universo con una densità iniziale leggermente subcritica diventa rapidamente sempre più subcritico e ben presto indistinguibile da un Universo vuoto. Allo stesso modo, un universo sempre leggermente supercritico crolla rapidamente in un collasso, senza mai raggiungere l’età del nostro universo.

Per molto tempo è stato considerato il più semplice postulare che il nostro Universo abbia attualmente la densità esattamente critica. Le versioni di inflazione sviluppate nei primi anni ’80 hanno fornito un meccanismo per impostare la densità dell’Universo vicino alla densità critica con una precisione quasi illimitata. Per molti anni un universo esattamente critico è stato concepito come una delle poche previsioni ferme sull’inflazione.

Geometria e densità dell’Universo

Nella Teoria generale della relatività di Einstein, formulata nel 1915, la gravità è intesa in termini di geometria piuttosto che semplicemente come un’altra forza ordinaria. La materia dice allo spazio-tempo come curvare e la curvatura dello spaziotempo risultante dice ai corpi come muoversi. Nel caso speciale di un Universo in espansione, idealizzato come riempito con una densità uniforme di materia, una buona approssimazione su larga scala, la Relatività Generale stabilisce una connessione intima tra la densità dell’Universo rispetto alla densità critica e alla sua geometria.

Un universo di densità critica (a tempo cosmico costante) ha la familiare geometria euclidea così ben nota a noi da ogni esperienza e dalla prospettiva classica. Tuttavia su piccola scala queste diverse geometrie sono molto simili. Una formica sulla superficie di una mela potrebbe vedere il suo intorno abbastanza piatto e potrebbe avere difficoltà a capire che la mela è rotonda. Allo stesso modo, se la curvatura dell’Universo diventasse evidente solo su scale oltre diversi miliardi di anni luce, potremmo essere ingannati nel credere che la sua geometria sia euclidea . Solo su grandi scale – più grandi della cosiddetta scala di curvatura – le differenze tra le geometrie diventano sostanziali.

Le seguenti tre immagini illustrano la differenza di prospettiva tra le tre possibili geometrie: una geometria iperbolica, una geometria euclidea e una geometria sferica. In tutti e tre i casi, lo spazio è diviso in celle identiche, i cui bordi sono indicati dal reticolo. Le palline all’interno delle celle hanno le stesse dimensioni e la distanza crescente è indicata dall’arrossamento.

Un universo con geometria euclidea
Geometria euclidea

Nella geometria euclidea lo spazio è diviso in cubi e si sperimenta la prospettiva ordinaria e familiare: l’apparente dimensione angolare degli oggetti è proporzionale all’inverso della loro distanza.

 

 

 

Un universo con geometria iperbolica
Geometria iperbolica clicca per ingrandire l’immagine

Lo spazio iperbolico mostrato qui è piastrellato con dodecaedri regolari. Nello spazio euclideo una piastrellatura così regolare è impossibile. La dimensione delle celle è dello stesso ordine della scala di curvatura. Sebbene la prospettiva degli oggetti vicini nello spazio iperbolico sia quasi identica allo spazio euclideo, la dimensione angolare apparente degli oggetti distanti cade molto più rapidamente, in effetti esponenzialmente, come si può vedere nella figura.

 

 

Un universo con geometria sferica
Geometria sferica

Lo spazio sferico mostrato qui è piastrellato con dodecaedri regolari. La geometria dello spazio sferico ricorda la superficie della terra eccetto che qui viene considerata una sfera tridimensionale anziché bidimensionale. La prospettiva nello spazio sferico è peculiare. Gli oggetti sempre più distanti prima diventano più piccoli (come nello spazio euclideo), raggiungono una dimensione minima e infine diventano più grandi con l’aumentare della distanza. Questo comportamento è dovuto alla natura focalizzante della geometria sferica.

 

Le tre figure sopra sono state preparate da Stuart Levy dell’Università dell’Illinois, Urbana-Champaign e da Tamara Munzer della Stanford University for Scientific American. Copyright e utilizzato con autorizzazione.

Qual è la geometria del nostro universo?

Durante gli anni ’80 le osservazioni sono rimaste molto grossolane, tanto che un universo di densità critica era abbastanza plausibile, ma osservazioni recenti hanno reso sempre più difficile conciliare un universo critico con le osservazioni. È noto che, oltre alla materia luminosa vista sotto forma di stelle, l’Universo contiene una grande quantità di materia “oscura”, in particolare negli aloni attorno alle galassie. La presenza di questa materia oscura è dedotta dalla sua attrazione gravitazionale sulla materia circostante. Poiché la materia oscura è distribuita in modo meno raggruppato rispetto alla materia luminosa, la densità apparente media sembra aumentare man mano che si sondano scale sempre più grandi. Per molto tempo si sperava che sondare scale sufficientemente grandi avrebbe ci permesso di scoprire una densità critica di materia oscura.

Oggi sembra che questa speranza sia poco realizzabile. Ora è possibile sondare la densità media dell’Universo su scale sufficientemente grandi da compromettere un giusto campione dell’Universo. La cosiddetta ” frazione barionica a grappolo ” è un’esempio illustrativo della forte evidenza a favore di un universo di densità subcritica. Ricchi ammassi di galassie sono i più grandi sistemi legati gravitazionalmente nell’Universo. Sebbene rari, questi sistemi sono eccellenti laboratori per lo studio della composizione della materia che riempie l’Universo.

Usando la fisica nucleare si può determinare la densità barionica dell’Universo. Con la densità della materia barionica nota, la densità totale può essere determinata misurando la frazione barionica. La massa barionica di un cluster può essere determinata aggiungendo le masse delle galassie costituenti dedotte dalla loro luce alla massa del gas nell’intracluster caldo, che può essere determinata dalle osservazioni a raggi X dell’emissione dal gas. La massa totale può essere determinata con una varietà di metodi. I movimenti delle galassie costituenti consentono di determinare la profondità del pozzo di potenziale e quindi la massa totale del cluster. Le osservazioni a raggi X consentono di fare lo stesso con il gas e la lente gravitazionale di oggetti di sfondo da parte del campo gravitazionale del cluster, con conseguente distorsione nell’aspetto delle galassie di sfondo.

Queste tecniche, e anche una serie di tecniche indipendenti, suggeriscono un universo con circa un terzo della densità critica. Sebbene un Universo con densità critica non possa ancora essere escluso in modo definitivo, la possibilità di un Universo critico è abbastanza improbabile .

Universi a bassa densità e inflazione

Se l’Universo è in effetti di densità subcritica , questo richiede l’abbandono dell’inflazione? Se un universo piatto è davvero una “previsione” dell’inflazione, come una volta affermato, si dovrebbe rinunciare all’inflazione.

Esiste tuttavia una via di fuga da questo dilemma. L’inflazione all’interno di una singola bolla può creare un Universo liscio con una geometria iperbolica, proprio come è richiesto per un Universo di densità subcritica.

L’inflazione aperta a bolla singola, basata sulle idee di S. Coleman e F. de Luccia e di JR Gott, III, nei primi anni ’80, fu ulteriormente sviluppata a metà degli anni ’90 da M. Bucher, AS Goldhaber e N. Turok e più tardi da M. Sasaki, T. Tanaka e K. Yamamoto.

L’inflazione leviga l’Universo postulando un’epoca precoce di espansione estremamente rapida durante la quale qualsiasi irregolarità possa essersi verificata prima dell’inflazione viene praticamente cancellata. Nell’inflazione ordinaria, sviluppata da Guth, Linde, Albrecht e Steinhardt, questo livellamento appiattisce anche l’Universo, producendo un Universo di densità critica. Nell’inflazione ordinaria, in linea di principio un universo critico potrebbe essere evitato accorciando la quantità di inflazione, ma in tal caso la scorrevolezza su larga scala rimane un mistero, facendo perdere all’inflazione alla maggior parte del suo fascino.

La creazione di una sola bolla apre l'Universo.
La creazione di una sola bolla apre l’Universo. La direzione verticale indica il tempo e le direzioni orizzontali sono spaziali. Il valore del campo di inflazione è costante sulle varie sezioni e i colori indicano il raffreddamento dell’Universo mentre si passa all’interno della bolla. La bolla si sta espandendo nello spazio-tempo gonfiabile circostante bloccato nel falso vuoto. Viviamo all’interno della bolla interna

Nell’inflazione aperta a bolla singola ci sono due epoche di inflazione. Nell’inflazione il tasso di espansione è controllato da un campo scalare , noto come campo di inflazione. Il campo di inflazione rotolare giù verso il basso e man mano che il campo scende, il tasso di espansione dell’Universo diminuisce, ponendo fine all’epoca dell’espansione inflazionistica. Con l’inflazione aperta, il campo di inflazione rimane inizialmente bloccato in un minimo locale del potenziale. Mentre il campo è bloccato lì, ha luogo una prima epoca di espansione inflazionistica durante la quale l’universo viene levigato. In effetti durante questa epoca la simmetria dello spaziotempo è così grande che nessuna particolare direzione temporale è preferita ad un’altra.

Secondo la fisica classica, una volta bloccato nel minimo locale il campo di inflazione rimane bloccato. Tuttavia, la meccanica quantistica consente al campo di attraversare la barriera per effetto tunnel. Questo tunneling avviene attraverso la nucleazione di una bolla che successivamente si espande.

Successivamente, la bolla si espande alla velocità della luce. Non può avere una velocità diversa dalla velocità della luce, altrimenti sarebbe necessaria una direzione temporale preferita. Le superfici all’interno della bolla su cui è costante il campo scalare hanno una geometria spaziale iperbolica, e queste sono le superfici che in seguito all’interno della bolla percepiamo come superfici di tempo cosmico costante. Mentre si passa all’interno della bolla, l’interno continua a gonfiarsi, creando un universo con un ampio raggio di curvatura. Più all’interno della bolla, l’energia del campo di inflazione viene convertita in materia e radiazione ordinarie e l’Universo iperbolico continua ad espandersi e raffreddarsi.

Come possiamo testare l’inflazione aperta?

Anisotrofia a microonde in funzione dell'angolo.  Tracciato è il livello di anisotropia in funzione dell'angolo e varie misurazioni dello stesso.  Le curve indicano previsioni teoriche per vari modelli.  La curva solida indica un Universo di densità critica mentre la curva punto-trattino-punto-trattino indica un Universo a bassa densità.  Nota come la posizione del primo picco si sposta da destra a scale angolari più piccole nell'Universo a bassa densità.

Anisotropia a microonde in funzione dell’angolo. Il grafico rappresenta il livello di anisotropia in funzione dell’angolo a varie misurazioni dello stesso. Le curve indicano previsioni teoriche per vari modelli. La curva non tratteggiata indica un Universo di densità critica mentre la curva punto-trattino-punto-trattino indica un Universo a bassa densità. Da notare come la posizione del primo picco si sposta da destra a scale angolari più piccole nell’Universo a bassa densità

Il miglior modo per testare l’inflazione aperta deriva dalla misurazione della geometria dell’Universo, che può essere determinata osservando le increspature della radiazione cosmica di fondo a microonde.

La radiazione di fondo a microonde cosmica 3K emana da un’epoca di circa 300000 anni dopo il Big Bang, quando l’Universo aveva approssimativamente un millesimo della sua dimensione attuale. A quest’epoca gli elettroni, a causa del raffreddamento dell’Universo, si combinano con protoni e altri nuclei per formare idrogeno neutro e altri elementi. A causa di questo cambiamento nella composizione da plasma altamente ionizzato a un gas neutro, l’Universo precedentemente opaco diventa praticamente trasparente. Le non uniformità del fondo a microonde forniscono un’istantanea delle increspature in quell’epoca, che in seguito si sono sviluppate in galassie e nella struttura che osserviamo oggi.

L’inflazione in generale e l’inflazione aperta su scale molto più brevi della scala di curvatura, le impronte essenzialmente riducono le fluttuazioni libere sulla materia che riempie l’Universo. Alla ricombinazione, tuttavia, la fisica in quel momento, ritenuta ben compresa, introduce una scala preferita di lunghezza nota su cui si verificano le prime oscillazioni acustiche del plasma. Questa scala è di dimensioni fisiche note e dal suo angolo sotteso oggi nel cielo, possiamo determinare la geometria dell’universo.

Inflazione generale aperta

I precedenti modelli di inflazione aperte forniscono un esempio contrario al modello di inflazione standard, ma si basano sulla presenza di un minimo locale di energia potenziale del campo di inflazione. Al nostro attuale livello di comprensione, non possiamo semplicemente dire se questo è ciò che è predetto da una teoria più fondamentale come la teoria M o la supergravità . Ma nelle teorie modello per le quali possiamo calcolare l’energia potenziale di inflazione, tali minimi locali di solito non compaiono.

Un Instanton di Hawking-Turok
Istantone di Hawking-Turok. Un universo di bolle emana da un istantone di Hawking-Turok. La direzione verticale indica il tempo e le direzioni orizzontali sono spaziali. E indica la regione euclidea, dove il tempo diventa spaziale e io sono l’interno della bolla. La linea pesante a sinistra indica la lieve singolarità che si verifica in queste soluzioni

Hawking e Turok predissero che l’inflazione aperta era in realtà molto più generale e potrebbe anche verificarsi in una teoria in cui non v’è alcun minimo locale nell’energia potenziale di inflazione . In effetti, hanno dimostrato che per qualsiasi potenziale che consenta l’inflazione, potrebbe formarsi un Universo aperto simile a quello ottenuto nella bolla in espansione descritta in figura a lato.

I calcoli di Hawking e Turok furono eseguiti nel quadro di una proposta per le condizioni iniziali fatta nel 1983 da Hawking e James Hartle. Proponevano che la condizione iniziale per l’Universo fosse quella di non avere confini iniziali. Si può immaginare lo spazio-tempo di un Universo in espansione come la superficie di un cono, posizionato verticalmente con la sua punta acuminata verso il basso. Il tempo scorre nel cono: lo spazio lo circonda. Il tempo e lo spazio finiscono nella punta acuta. La punta è “singolare” in termini matematici e se questo fosse un modello dell’Universo troveremmo che tutte le nostre equazioni si dissolvono lì nella singolarità. Invece Hartle e Hawking proposero di arrotondare la punta.

Questo arrotondamento è possibile solo se la natura dello spaziotempo cambia in prossimità della punta. In effetti, tutte le direzioni devono diventare “orizzontali” vicino alla punta, vale a dire che tutte le direzioni sono spaziali. Questo è proprio ciò di cui abbiamo bisogno per spiegare come è iniziato il tempo. In effetti la distinzione tra spazio e tempo viene offuscata e lo spazio viene quindi arrotondato.

La regione in cui il tempo diventa spaziale viene tecnicamente definita la regione istantanea. Gli istantoni sono soluzioni alle equazioni della relatività generale e della materia (qui, il campo di inflazione) che hanno quattro direzioni spaziali. Hawking e Turok hanno dimostrato che essenzialmente per qualsiasi teoria che consenta l’inflazione, esiste una famiglia di soluzioni istantanee che ognuna delle quali descrive la formazione di un Universo aperto gonfiabile. Gli istantoni di Hawking-Turok possiedono effettivamente una singolarità, ma solo in un unico punto. A differenza della singolarità nel big bang caldo standard, per il quale non possiamo prevedere nulla di ciò che è accaduto in sua presenza, la singolarità negli istantoni di Hawking-Turok è così lieve che come per la singolarità nel campo elettrico al centro di un atomo di idrogeno non influisce sulla nostra capacità di fare previsioni.

La bellezza delle soluzioni istantanee è che non solo consentono di calcolare la probabilità di formazione di universi aperti dai primi istanti dell’universo, ma anche di calcolare lo spettro delle fluttuazioni quantistiche presenti negli universi aperti, previsto dalla proposta senza confini. Gli studenti di Turok e DAMTP Steven Gratton e Thomas Hertog hanno recentemente completato questi calcoli. I calcoli hanno rivelato una potenziale firma osservativa nel cielo cosmico amicroonde che, se l’Universo ha una densità inferiore a quella critica, consentirà di verificare quale forma di inflazione aperta (cioè, con o senza un minimo locale del potenziale) era effettivamente coinvolta subito dopo il Big Bang.

La prova dell’inflazione

L’annuncio da Harvard non ha deluso: quelle rilevate dal telescopio antartico BICEP2, impresse nel segnale in polarizzazione del fondo cosmico a microonde, sono le impronte delle onde gravitazionali primordiali. Il livello di significatività, scrivono gli scienziati, è superiore a 5 sigma.

Mai prima, nella storia dell’umanità, ci si era spinti così indietro nel tempo. Se la mappa della CMB era stata battezzata “la foto dell’universo neonato”, quella presentata al mondo pochi istanti fa da John Kovac, cosmologo della Harvard University, e dal resto del team dell’esperimento BICEP non la si può nemmeno definire un’ecografia del terzo mese: volendo restare in metafora, è piuttosto l’equivalente della linea viola del test di gravidanza. Il primo segnale possibile che qualcosa è accaduto. Quel qualcosa è il big bang, e le impronte che il telescopio antartico ha rilevato, debolmente impresse sotto forma di “modi B” sul segnale in polarizzazione del fondo cosmico a microonde, sono le tracce del primissimo evento nella storia del nostro universo, avvenuto 10 alla meno 35 secondi dopo il big bang: l’inflazione.

L’attesa era tale che il server di streaming, al quale scienziati da tutto il mondo hanno provato a collegarsi per seguire l’annuncio in diretta webcast, non ha retto. Sembrano invece avere tutte le carte in regola per reggere i dati presentati: la significatività statistica del risultato, stando ai due articoli fatti circolare in anteprima, è superiore a 5 sigma. Insomma, è un signor risultato. «Se effettivamente è la vera misura, e non il frutto di un errore sistematico, è un risultato eccezionale», è il commento a caldo di Sara Ricciardi, cosmologa della collaborazione Planck e ricercatrice all’INAF-IASF Bologna. Certo è che si tratta d’un risultato inatteso, che sta lasciando quasi tutti a bocca aperta. Per cercare di comprenderne la portata, conviene ripercorrere alcune delle tappe principali di quest’avvincente avventura.

Dal big bang a oggi ci separano circa 14 miliardi di anni, ma la storia che ha condotto all’immenso risultato odierno – dal punto di vista scientifico, se verrà confermato, ha implicazioni paragonabili, se non addirittura superiori, a quelle della scoperta del bosone di Higgs – è molto più breve: compie proprio quest’anno esattamente mezzo secolo. E muove i primi passi non nel buio gelido della notte antartica, bensì sulla cima d’un dolce pendio – appena 116 metri – della contea di Monmouth, nel New Jersey: la collina di Crawford. È lì che trascorrono le giornate due ricercatori dei Bell Laboratories,  Arno Penzias e Robert Wilson, inseguendo l’origine di uno strano rumore di sottofondo nel segnale della grande antenna a forma di tromba, sensibile alle microonde, installata sulla cima del colle. Ed è nel 1964 che i due giovani astrofisici, ascoltando i colleghi di Princeton presentare le loro ipotesi sulla radiazione di corpo nero nel fondo cosmico, hanno l’intuizione che li porterà a vincere nel 1978 il Nobel per la fisica: il fruscio che sporca le loro ricezioni e sì di fondo, ma non è un rumore: è il segnale con la esse maiuscola, il primo segnale elettromagnetico possibile. Viaggia più o meno indisturbato da quasi 14 miliardi di anni, e per la precisione da 380mila anni dopo il big bang: dall’istante in cui nuclei ed elettroni, combinandosi, hanno dato origine agli atomi, spalancando così la finestra che ha reso l’universo trasparente.

E prima? Già, se prima era tutto opaco, quel limite dei 380mila anni non rappresenta per definizione un muro invalicabile? Certo che lo è, almeno per le onde elettromagnetiche. Ma immerse in quel segnale potrebbero esserci le tracce di quanto accaduto in precedenza. E infatti, come scoprirà il satellite COBE all’inizio degli anni Novanta (portando ai suoi ideatori, John Mather e George Smoot, un altro doppio Nobel per la fisica), la radiazione di fondo cosmico a microonde (CMB) si rivela “anisotropa”: pervasa, cioè, da impercettibili fluttuazioni in temperatura. Fluttuazioni la cui distribuzione – rilevata in modo sempre più preciso da esperimenti su pallone, come Boomerang, e da telescopi spaziali come WMAP e Planck – rispecchia i grumi del brodo primordiale, ovvero le regioni nelle quali materia ed energia erano più o meno dense. E rappresenta dunque i semi di quelle che diventeranno, nel corso di miliardi di anni, sotto l’azione della forza di gravità, le strutture a grande scala dell’universo: ammassi di galassie e galassie. E quindi noi, in fondo in fondo.

Ma l’inflazione, allora? L’inflazione, questo stiramento di portata inimmaginabile (letteralmente: andrebbe oltre i confini dell’orizzonte degli eventi, ritengono i cosmologi) del tessuto dello spazio-tempo, sarebbe la responsabile della quasi completa uniformità della CMB. È a causa della sua azione distensiva che le fluttuazioni in densità sono così difficili da rilevare. Ma proprio per la sua violenza e subitaneità dovrebbe aver innescato, nel brodo primordiale, un maremoto gravitazionale di portata pazzesca. Pazzesca quanto? È esattamente su questo numero che si gioca la validità dei risultati presentati oggi a Harvard. Per essere rinvenibile nella CMB da un esperimento come BICEP 2 con un intervallo di confidenza attorno a 5 sigma (che, come ormai tutti sappiamo dal giorno dell’annuncio della scoperta del bosone di Higgs, per gli scienziati è il minimo sindacale), dev’essere stato un maremoto davvero impetuoso: in grado di generare onde “alte” più o meno il doppio, e qui il discorso si fa delicato, di quanto previsto dai modelli attuali in base ai dati raccolti da WMAP e Planck.

L’ampiezza delle onde, in questi casi, si calcola misurando il rapporto tra fluttuazioni tensoriali (quelle dei “modi B” primordiali, dovute alle onde gravitazionali) e fluttuazioni scalari (quelle in densità di cui abbiamo parlato poc’anzi). Gli esperimenti condotti fino a oggi, WMAP e Planck in testa, suggerivano un limite superiore, per questo rapporto, pari a circa 0,1. Ebbene, il numero trovato da BICEP – quello che sta facendo tremare parecchi polsi, quello con una significatività superiore a 5 sigma – è guarda caso praticamente il doppio: r = 0.2. «Se confermata, la curva nello spazio dei parametri mostrata oggi», va dritta al punto Daniela Paoletti, ricercatrice all’INAF IASF Bologna, «andrebbe a escludere moltissimi modelli d’inflazione al momento ammessi dai dati». Quali modelli? Lo spiega senza mezzi termini il responsabile dello strumento LFI di Planck, Reno Mandolesi, congratulandosi con il team di BICEP: «Risultato eccezionale. In bocca al lupo per il Nobel. Esistono limiti superiori, per il valore di r, che sono più bassi di questa detection: quelli pubblicati dalla collaborazione Planck nel 2013, sebbene non derivanti dalle misure di polarizzazione dei modi B. A questo punto si spalanca uno scenario di grande interesse, perché si potrebbe aprire un ulteriore problema nel modello standard lambda CDM o nei modelli di inflazione esistenti. I risultati attesi da Planck nel 2014 saranno importantissimi per capire in che direzione muoversi». Insomma, diciamo che per chi si occupa di cosmologia, nei prossimi mesi, ci sarà parecchio da divertirsi.

“Finalmente abbiamo un’idea di come ha fatto l’Universo a diventare così grande così in fretta. Tutti hanno sempre creduto alla inflazione come l’unica soluzione possibile, ma averne una prova osservativa, anche se indiretta, è fantastico. Speriamo che sia vero, anche perchè, per buona misura, abbiamo avuto la conferma che le onde gravitazionali sono il modo di vedere l’Universo quando era invisibile, cioè opaco alla luce con la quale facciamo da sempre astronomia. Se confermato, un risultato stupendo, degno coronamento del lavoro europeo ed italiano con la missione spaziale Planck”.

Una seconda inflazione cosmica

Nel gennaio 2016 è stato pubblicato un0articolo dove veniva riportato che l’Universo avrebbe subìto non uno bensì due periodi di rapida espansione esponenziale immediatamente dopo il Big Bang. È quanto emerse da uno studio condotto da un gruppo di fisici del BNL, Fermilab e della Stony Brook University che proponeva un nuovo modello per spiegare l’abbondanza della misteriosa materia oscura presente nel nostro Universo.

La cosmologia standard, cioè la teoria del Big Bang caratterizzata dal suo iniziale periodo di rapida espansione esponenziale, nota come inflazione, rappresenta il modello scientifico maggiormente accettato per descrivere la nascita del nostro Universo. Secondo questo modello, lo spazio e il tempo ebbero origine da un punto estremamente denso e caldo che si trasformò in una vastità cosmica omogenea e in continua espansione. La teoria tiene conto di diversi fenomeni fisici che osserviamo ma la domanda è: che succede se essa non descrive effettivamente tutto ciò di cui è fatto l’Universo? Oggi, un nuovo modello, proposto da alcuni fisici del Brookhaven National Laboratory (BNL), Fermi National Accelerator Laboratory (Fermilab) e della Stony Brook University suggerisce la presenza di un secondo, successivo periodo d’inflazione, di durata più breve rispetto a quello iniziale, e che potrebbe spiegare la percentuale di materia oscura presente oggi nell’Universo. I risultati di questo studio sono riportati su Physical Review Letters.

universo inflazionario
Un nuovo modello suggerisce un secondo periodo d’inflazione cosmica di durata più breve rispetto a quello iniziale e che potrebbe tener conto della percentuale di materia oscura che osserviamo oggi nell’Universo. Crediti: Brookhaven National Laboratory (BNL)

“Se da un lato una teoria fondamentale può spiegare certi fenomeni della natura, dall’altro potrebbe non sempre finire per darci la giusta quantità di materia oscura, e averne tanta diventa un problema”, spiega Hooman Davoudiasl dell’High-Energy Theory Group presso il Brookhaven National Laboratory e autore principale dello studio.

Misurare l’abbondanza di materia oscura presente nello spazio cosmico non è un lavoro semplice. Sappiamo che si tratta di una sostanza non visibile e che non interagisce in alcun modo significativo con la materia ordinaria. Nonostante ciò, gli effetti gravitazionali della materia oscura forniscono agli scienziati una buona idea di quanta ce n’è là fuori. Infatti, le stime migliori indicano che essa costituisce circa un quarto del contenuto materia-energia dell’Universo mentre la materia ordinaria, cioè quella di cui sono formate le stelle, i pianeti e persino noi stessi, comprende appena il 5 percento. La materia oscura è la forma dominante della materia presente nell’Universo e oggi i fisici sono impegnati a formulare teorie ed esperimenti per studiare le sue proprietà e comprendere la sua origine e natura.

Certe teorie che spiegano in maniera elegante alcune stranezze della fisica, come ad esempio la debole intensità della forza di gravità rispetto alle altre tre interazioni fondamentali, non possono essere completamente accettate, perché predicono più materia oscura rispetto a quanto emerge dalle osservazioni. Questa nuova idea, invece, risolverebbe il problema: in altre parole, gli autori hanno aggiunto un ulteriore evento, rispetto a quelli comunemente accettati, in relazione all’origine dello spazio e del tempo.

Nella cosmologia standard, l’espansione esponenziale dell’Universo, chiamata per l’appunto inflazione cosmica, iniziò molto probabilmente 10-35 secondi dopo il Big Bang. Questo evento decisamente esplosivo durò qualche frazione di frazione di secondo e alla fine generò uno spazio molto caldo seguito da un periodo in cui l’Universo divenne sempre più freddo, un fatto che continua ancora oggi. Poi, dopo qualche minuto, quando cioè la temperatura dell’Universo divenne più bassa, iniziarono a formarsi gli elementi più leggeri. “Nel bel mezzo di questi eventi possono essersi verificati altri periodi inflazionari”, dice Davoudiasl. “Non sarebbero stati così grandiosi o violenti come quello iniziale ma potrebbero aver diluito, per così dire, la materia oscura”.

All’inizio, quando le temperature presenti in un volume di spazio relativamente piccolo salirono superando i miliardi di gradi, le particelle di materia oscura interagirono le une con le altre annichilando continuamente e trasformando la loro energia nei costituenti standard della materia ordinaria, come elettroni e quark. Man mano, però, che l’Universo continuava ad espandersi e a raffreddarsi, le particelle di materia oscura interagivano meno spesso, perciò il tasso di annichilazione non fu più in grado di seguire quello dell’espansione cosmica. “A questo punto”, fa notare Davoudiasl, “ciò che rimane della materia oscura è ‘cotto nella torta’. Ricordiamoci che la materia oscura interagisce molto debolmente. Perciò, non può persistere un tasso di annichilazione significativo a temperature più basse. L’auto-annichilazione delle particelle di materia oscura diventò ben presto inefficiente e quindi la loro percentuale divenne congelata”.

Ad ogni modo, più deboli sono le interazioni tra le particelle di materia oscura, cioè meno efficiente è il processo di annichilazione, e più elevata dovrebbe risultare la percentuale finale di particelle che la compongono. Anche se gli esperimenti pongono dei limiti sempre più stringenti all’intensità delle interazioni tra le particelle di materia oscura, alcune teorie finiscono per sovrastimare la percentuale di materia oscura presente nell’Universo. Dunque, per allineare la teoria con le osservazioni Davoudiasl e colleghi suggeriscono che sia esistito un altro periodo inflazionario causato da tutta una serie di interazioni che fanno parte del cosiddetto “settore nascosto” della fisica. Questo secondo, e meno drammatico, periodo d’inflazione cosmica, caratterizzato da un rapido incremento di volume dello spazio, avrebbe in qualche modo “diluito” l’abbondanza delle particelle primordiali, lasciando potenzialemente l’Universo con la densità di materia oscura che gli astronomi misurano oggi.

“In definitiva, non stiamo parlando di cosmologia standard”, dice Davoudiasl, “ma dovremmo accettare il fatto che l’Universo potrebbe non essere governato da leggi fisiche nel modo che pensiamo. Non abbiamo preso in considerazione cose complicate. Abbiamo mostrato come un semplice modello sia in grado di contenere un ulteriore periodo inflazionario di durata ancora più breve e di descrivere la quantità di materia oscura che crediamo essere presente là fuori”.

Tuttavia, dimostrare l’attendibilità della teoria è un’altra storia. “Per far questo”, conclude Davoudiasl, “potremmo cercare quelle interazioni più deboli tra il settore oscuro e la materia ordinaria. La nostra idea è che se davvero è accaduto questo secondo periodo inflazionario, forse potrebbe essere stato caratterizzato da energie raggiungibili dagli acceleratori come il Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) e il Large Hadron Collider (LHC)”. Insomma, solo il tempo ci dirà se all’interno di questi collisori, o di altri esperimenti, si registreranno a seguito delle collisioni particellari alcuni segnali riconducibili al settore oscuro della fisica.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. Stephen HawkingLa teoria del tutto. Origine e destino dell’universo, pp. 85-91
  2. A. A. Starobinski, A New Type of Isotropic Cosmological Models Without Singularity, in Physics Letters, B91, 24 marzo 1980, pp. 99–102.
  3. A. H. Guth, The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness ProblemsPhys. Rev. D 23, 347 (1981).
  4. Martin A.Bucher e David N.Sperger, L’inflazione ad un universo a bassa densità, “Le Scienze”, num. 367, pag. 54-61
  5. A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG, su arxiv.org
  6. A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation, su arxiv.org. 
  7. Media INAF: Inflazione: c’è la prova, su media.inaf.it
  8.  “BICEP2 I: Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales
  9. BICEP2 II: Experiment and Three-Year Data Set

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