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Il modello classico del Big Bang presentava delle
carenze dal punto di vista concettuale che hanno portato allo sviluppo di
un nuovo modello delle primissime fasi della storia dell’Universo.
Questo nuovo modello, detto Modello Inflazionario, ha molte
caratteristiche in comune con quello del Big Bang. La teoria del Big Bang data la nascita
dell’Universo a 10-15 miliardi di anni fa, e lo descrive come una palla
di fuoco primordiale di densità e temperature altissime che da allora ha
continuato a raffreddarsi ed a espandersi. Questo modello inoltre ha fornito una valida
spiegazione a molti aspetti dell’Universo osservato tra i quali il
red-shift della luce delle galassie lontane, la radiazione cosmica di
fondo a microonde e le abbondanze primordiali degli elementi più leggeri,
eventi che hanno avuto luogo dopo il primo secondo dall’inizio di tutto. Prima di Guth, l’artefice del modello inflazionario,
nessuno aveva mai proposto ipotesi su cosa fosse avvenuto durante il primo
secondo dell’Universo, si pensava che la temperatura, nel primo attimo,
fosse superiore ai 10 miliardi di K ma poco si sapeva sulle proprietà
delle materia a tali condizioni, perciò estendere il modello classico del
Big Bang ad un tempo in cui regnava l’incertezza, fece sorgere numerosi
problemi: ·
Difficoltà
di spiegazione dell’omogeneità su grande scala dell’Universo
osservato (evidente nella radiazione di fondo). L’Universo si evolve
troppo velocemente perché si possa raggiungere l’uniformità con i
consueti processi con cui un sistema si avvicina all’equilibrio termico.
In ogni momento esiste una distanza massima detta “distanza-orizzonte“
percorribile da un segnale luminoso dall’inizio del tempo, distanza che
dovrebbe trovare corrispondenza pragmatica nell’analisi della radiazione
cosmica di fondo. Secondo il modello classico del Big Bang caldo le
distanze osservate da due sorgenti di radiazione cosmica erano circa 90
volte maggiori della distanza-orizzonte teorica. Da questi presupposti è
necessario ipotizzare l’omogeneità dell’Universo come condizione
iniziale già propria del Big Bang. ·
Difficoltà
di spiegazione della disomogeneità su piccola scala di galassie, ammassi
e superammassi. Per spiegare ciò è necessario ipotizzare l’esistenza
di uno “spettro di disomogeneità iniziali“ pensando che dopo 10-45
s a causa delle attrazioni gravitazionali reciproche si siano formate le
primitive disomogeneità, considerazione che va contro le precedenti
conclusioni. ·
La
grande precisione dell’equilibrio della densità di energia
dell’Universo. Se la densità dell’Universo è maggiore di quella
critica lo spazio si dovrebbe incurvare su se stesso, le linee parallele
convergerebbero e la gravità prima o poi arresterebbe l’espansione per
poi iniziare la contrazione (Big Crunch, Universo chiuso). Se la densità
è minore di quella critica le linee parallele dovrebbero divergere e
l’Universo si espanderebbe indefinitamente (Universo aperto). Invece se
due densità sono uguali l’Universo continuerebbe ad espandersi a
velocità decrescente (Universo piatto, detto anche Spazio Euclideo). ·
Un
grave problema deriva dalla combinazione delle G.U.T. e della teoria del
Big Bang. Nella transizione tra la fase simmetrica e quella
a simmetria spezzata si formano numerosi difetti, quando regioni
diverse della fase simmetrica subiscono una transizione verso stati di
simmetria spezzata diversi (circa come la cristallizzazione di un
liquido). Nelle G.U.T. esistono gravi problemi cosmologici legati a
difetti puntiformi che corrispondono a monopoli magnetici ed a difetti
puntiformi detti “pareti di Bloch“, questi, stabili e massicci, (m
difetto = 1016 m protone), sarebbero numerosissimi dopo la
transizione di fase e dominerebbero la densità di energia dell’Universo
accelerandone l’evoluzione successiva. Se così fosse la radiazione di
fondo avrebbe raggiunto la sua temperatura attuale di 3 K solo 30000 anni
dopo il Big Bang e non oggi dopo 10-15 miliardi di anni. Ne deduciamo che
qualunque combinazione di Big Bang e G.U.T. debba comprendere una teoria
capace di dimostrare la presenza di qualche meccanismo che blocchi la
produzione dei monopoli magnetici. Tutti questi problemi vennero abilmente risolti,
almeno teoricamente, dalla teoria inflazionaria, sviluppata nei primi anni
ottanta dal fisico statunitense Alan Guth , non potendo spiegare
l’attuale grado di omogeneità dell’Universo, se non ipotizzando un
processo d’espansione eccessivamente rapido, lo scienziato decise di
ammettere questa ipotesi. Guth basò la propria teoria dell’inflazione sulle
ricerche condotte dal fisico Stephen Hawking sul comportamento di campi
gravitazionali estremamente intensi, simili alle vicinanze di un buco nero
o al tempo dell’Universo primordiale. Il lavoro di Hawking mostrava che
tutta la materia dell’Universo doveva essere stata creata da una
fluttuazione quantistica dello spazio verificatasi in determinate
condizioni; Guth allora utilizzò la teoria dei campi per mostrare che un
certo numero di transizioni di fase potevano aver avuto luogo nei primi
istanti di vita dell’Universo e che una regione di quello stato caotico
originario poteva essersi gonfiata (in inglese to inflate,
“gonfiarsi”, da cui il termine “inflazione”) così
rapidamente da permettere la formazione dell’Universo
osservabile. Lo studio teorico di Guth s’imbattè nel concetto
di inflazione analizzando le G.U.T. della fisica delle particelle, secondo
le quali la forza nucleare forte, la forza nucleare debole e la forza
magnetica ad alte temperature, cioè a livelli energetici impensabili non
riproducibili sperimentalmente ma ipotizzabili negli istanti successivi al
Big Bang, si fonderebbero, nel periodo detto Era G.U.T.: egli ipotizzò
che i livelli energetici che possono permettere la fusione delle quattro
forze rendano possibile anche fenomeni di transizione di fase che stanno
alla base dell’intera sua teoria. Aprendo una breve parentesi di approfondimento
l’Era G.U.T. finisce quando l’interazione nucleare si separa dalle
altre forze e l’Universo subisce una transizione di fase simile alla
trasformazione di H2O in ghiaccio. La transizione di fase è il passaggio della materia
da uno stato aggregato all’altro in un periodo di tempo infinitesimo Verso la fine di questo periodo la transizione
potrebbe essere ritardata in certe regioni dell’Universo lasciandole in
uno stato di sovraraffreddamento (come acqua liquida al di sotto della
temperatura di 0° C: l’acqua pura se raffreddata a pressione costante
può arrivare anche a -18° C senza congelare però, una volta iniziato il
congelamento a queste condizioni, il passaggio di stato avviene con
velocità stupefacente) Queste regioni sovraraffreddate sarebbero entrate in
uno stato speciale detto “falso vuoto” in cui la gravità diventa una
forza repulsiva invece che attrattiva , subendo un’espansione di breve
durata ma molto intensa: l’INFLAZIONE. Una di queste regioni, , tra 10-34 s e 10-32
s dopo il Big Bang, del diametro presumibilmente di 10-40 cm (
più piccola di un protone )contenente un’enorme quantità d’energia
si sarebbe espansa fino alle dimensioni di circa un pompelmo trasformandosi, in questo modo, in energia di massa della
materia; dopo i primi
10 -34 s , questa energia fece si che l’Universo
raddoppiasse le sue dimensioni ogni
10 -34 s. La velocità di espansione ebbe un notevole
incremento durante il periodo inflazionario che termino 10-32 s
dopo il Big Bang. Secondo lo scenario sopra descritto tutto
l’Universo osservabile non è che un’infinitesima parte di un cosmo più
grande e che quasi tutta la materia che lo costituisce è stata creata
virtualmente dal nulla. L’importanza notevole dell’inflazione è dovuta
al fatto che essa ha creato una discontinuità tra energia, massa e spazio
rompendo così la proporzionalità che intercorreva tra loro, risolvendo i
punti insoluti e dando una risposta a ciò che il Big Bang non riusciva a
spiegare. I problemi cosmologici che risolve sono
essenzialmente: ·
L’omogeneità
(su grande scala) è giustificata dal fatto che la regione di spazio da
cui ha preso forma l’Universo osservabile era in origine così piccola
da essere già in equilibrio fin dall’inizio: ·
Secondo
la teoria della Relatività Generale l’inflazione ha “spianato“ la
superficie di quella parte di Universo che per noi è osservabile, proprio
come può sembrarci piatta la superficie sferica della Terra guardata da
vicino. In un Universo così piatto la densità verrebbe subito ad avere
il valore critico. ·
Il
problema delle disomogeneità su piccola scala (delle galassie e degli
ammassi) viene risolto almeno teoricamente dalla teoria inflazionaria.
Secondo la teoria quantistica a livello subatomico l’intensità di
qualunque campo di energia fluttua sempre (come le onde in un lago). Dopo
l’inflazione i rilievi inizialmente causati da questo effetto oscillante
sarebbero cresciuti abbastanza per fungere da “semi“ per la nascita
delle stelle e delle galassie effettivamente nate in seguito a causa della
gravità. Per quel che concerne la combinazione di Big Bang e
G.U.T. secondo alcuni fisici è pensabile che la teoria dell’inflazione
sia capace di dimostrare la presenza di un meccanismo che blocchi la
produzione dei monopoli magnetici. La teoria inflazionaria è anche base di numerose
rivisitazioni ed
elucubrazioni successive che su essa hanno le loro radici. |