Due parole sulla teoria dell’inflazione

Ogni tanto questa parola viene fuori quando si parla di cosmologia. E parecchia gente ci lavora su. Mi sembra dunque giusto provare a dare una spiegazione semplice e comprensibile di questo argomento. Perché, vedete, una cosa è avere sentito parlare dell’inflazione e dunque sapere che si sta parlando di qualcosa che riguarda l’universo e un’altra cosa invece è sapere esattamente di cosa si sta parlando.

E un’altra ancora è rispondere (anche per sommi capi) se ti chiedono dell’inflazione.

Certo, i dettagli sono per gli addetti ai lavori. Ma tutti noi possiamo facilmente accedere al contenuto essenziale della teoria dell’inflazione.
Siccome qua su Quantizzando ci piace fare le cose semplici senza complicarci la vita, seguiremo un filo logico ben preciso e proveremo a vedere un esempio, come dire, celestiale!
Partiamo dall’inizio. Dobbiamo fare delle ipotesi. Assumiamo che al di sopra di una certa scala il nostro universo appaia omogeneo e isotropo.
Allora, “sopra una certa scala” vuol dire che, come possiamo constatare quotidianamente, l’universo non è omogeneo e isotropo a tutte le scale: basta guardare la vostra stanza, tanto per capirci!
Non stiamo a dare i numeri ma sappiate che la scala di cui stiamo parlando è molto grande, più grande delle dimensioni di un ammasso di galassie!
Poi: omogeneo e isotropo. Omogeneità vuol dire che, sempre al di sopra di quella certa scala, l’universo è sempre uguale, indipendentemente da dove ci si mette ad osservarlo. Isotropia vuol dire invece che, di nuovo al di sopra di quella fatidica scala, non importa in quale direzione si guardi, l’universo apparirà sempre uguale.
Si tratta della realtà? Ovvero, possiamo fidarci di questa assunzione? Sì, possiamo:

Nella figura qui sopra ogni puntino rappresenta una galassia. Direi che sull’omogeneità e l’isotropia dell’universo si possa investire, dai.
Ma è sempre stato così? Per saperlo dobbiamo dare uno sguardo alla radiazione cosmica di fondo che ci mostra l’universo com’era 300 mila anni circa dopo il Big Bang.
Quello che si vede è la seguente roba:

Tenete presente che nella figura di sopra la differenza di colori rappresenta differenze di temperatura dell’ordine di uno su centomila! Quindi l’universo era isotropo e omogeneo (quest’ultima proprietà a patto di assumere che non c’è niente di speciale nel luogo in cui si trova la Terra) anche in passato. Che bello, la nostra assunzione torna.
Invece non è bello proprio per niente perché qui iniziano i guai.

Infatti, si sa, la velocità della luce non è infinita. Inoltre la fisica ci dice che se vogliamo mantenere il rapporto di causa-effetto degli eventi, nulla viaggia più veloce della luce. Quindi nessuna informazione può farlo. Inoltre l’universo si espande e quindi ci sarà un limite alla distanza tra due punti che sono in grado di ricevere la stessa informazione.
Ora supponiamo di avere due regioni dell’universo primordiali (come visto sulla mappa della radiazione di fondo) abbastanza distanti tra loro tali da non poter comunicare nessuna informazione fisica l’una con l’altra: come possono queste regioni avere pressoché la stessa temperatura se non erano connesse causalmente in precedenza? L’unica spiegazione può essere: quei punti sono già stati connessi causalmente in passato e quindi, anche se ora non lo sono più, ecco spiegato perché condividono la stessa informazione sulla temperatura.
Possiamo pensare a due amici che da piccoli fanno partire un cronometro. Da grandi, anche se saranno lontani e non potranno comunicare, avranno i loro cronometri che segnano lo stesso tempo.
D’altro canto, se abbiamo due amici distantissimi con cronometri che segnano lo stesso tempo allora l’unica spiegazione può essere solo che in passato essi sono stati in contatto e abbiano fatto partire il cronometro insieme.
Ecco a cosa serve la teoria dell’inflazione (almeno principalmente, dato che risolve anche altri problemi).

Ora vediamo in cosa consiste questa inflazione. Innanzitutto diciamo subito che si tratta di un periodo molto vicino all’inizio dell’universo, al Big Bang. Quello che si presume sia accaduto è che ci sia stata una espansione dell’universo a ritmo stupefacente (un’espansione accelerata).
Cioè, noi sappiamo che anche adesso l’universo si espande e la distanza tra galassie aumenta. Bene, all’epoca dell’inflazione le distanze aumentavano sempre più a tasso accelerato. Questo è il senso di espansione accelerata. Come mai è avvenuta l’inflazione? Questo esula dallo scopo di questo post, ma posso dirvi che probabilmente il tutto è associato alle caratteristiche di una specifica particella presente all’epoca.

Basta non mi dilungo su questo argomento.

Una domanda molto importante è anche: perché questo risolve il problema delle caratteristiche praticamente uguali delle zone connesse causalmente?

Per capirlo, vediamola in questa maniera. Supponiamo che all’inizio l’universo (che si espande) sia composto di tante regioni connesse causalmente. All’interno di ogni regione viene condivisa la stessa informazione fisica mentre le regioni tra loro non possono comunicare; possiamo pensare ogni regione come una sfera il cui confine possiamo chiamare (in maniera sibillina) orizzonte. Ovviamente, man mano che l’universo si espande, anche le dimensioni di queste regioni in cui è diviso l’universo aumentano. Ma cosa accade se l’universo si espande accelerando?
Prendiamo ad esempio una di queste sfere. Accade, detto davvero in parole povere, che, siccome lo spazio si espande addirittura accelerando, quello che c’è nella sfera attraversa l’orizzonte il quale è come se non riuscisse a stare al passo con l’espansione (questo è dovuto proprio al modo in cui si costruisce la teoria dell’inflazione).

A causa di tutto ciò, alla fine dell’inflazione abbiamo ancora l’universo diviso in sfere che non comunicano tra loro ma, siccome alcune parti hanno semplicemente cambiato sfera, per quello che abbiamo detto, allora diviene possibile osservare caratteristiche fisiche comuni in regioni che non sono connesse causalmente al momento dell’osservazione.

Facciamo un esempio semplice da capire considerando una piazza con delle persone.
(Scusatemi per l’esempio religioso ma mi sembra molto chiaro in questa maniera!).
Immaginate che la piazza sia gremita di persone, come può essere ad esempio Piazza San Pietro durante l’angelus domenicale del Papa. Ovviamente diventa impossibile non accorgersi di cosa accade al vicino di “gomito” vista l’alta densità di persone e inoltre può darsi che le persone facciano amicizia e magari si scambino pure il numero di telefono. Ad un certo istante la messa finisce e le persone si allontanano le une dalle altre in maniera tale che non riescono più a sentirsi usando semplicemente la voce e vanno in giro per Roma. Se qualcuno osserva la Piazza e la città in questo momento senza sapere che ci sia stato l’angelus e magari, per assurdo, si mette a studiare la distribuzione dei numeri di telefono posseduti da ognuno, scopre che persone che sono, in quel momento, completamente distanti l’uno dall’altro e che addirittura non sono nemmeno parenti, si sono scambiati il numero di telefono.
A questo punto chi osserva deve per forza ipotizzare che ci sia stato un qualche contatto tra queste persone e infatti con facilità viene a scoprire che fino a poche ore fa c’è stata la messa del Papa in Piazza San Pietro.

La stessa cosa pensano i cosmologi quando guardano la radiazione cosmica di fondo.
Pensano che ci siano dei problemi da risolvere, essenzialmente. E uno di questi è, ad esempio, il problema delle zone connesse causalmente chiamato anche problema dell’orizzonte. Ma l’inflazione risolverebbe anche altri problemi che magari discuteremo in un altro momento.
Comunque gli studi sull’inflazione vanno avanti e ci sono camionate di modelli proposti, ognuno con una sua particolarità. Non starò certo ad annoiarvi con tutti i possibili modi in cui si può generare un periodo inflazionario nell’universo primordiale, tranquilli!

Il punto di questo post è che ora sapete cos’è l’inflazione, a grandi linee. Ma soprattutto, sapete almeno uno dei motivi per cui essa è così importante. Poi, non si sa mai, magari si scopre che ci vuole un’altra teoria, chissà.

[Per i più temerari: Horizon problem and inflation, T. Padmanabham & T.R. Seshadri]

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