Inflazione (cosmologia) - Inflation (cosmology)

In cosmologia fisica , l'inflazione cosmica , l'inflazione cosmologica , o semplicemente l'inflazione , è una teoria di esponenziale espansione dello spazio nel primo universo . L' epoca inflazionistica durò da 10 ^-36 secondi dopo la supposta singolarità del Big Bang a un periodo compreso tra 10 ^-33 e 10 ^-32 secondi dopo la singolarità. Dopo il periodo inflazionistico, l'universo ha continuato ad espandersi, ma a un ritmo più lento. L'accelerazione di questa espansione dovuta all'energia oscura è iniziata dopo che l'universo aveva già più di 7,7 miliardi di anni (5,4 miliardi di anni fa).

La teoria dell'inflazione è stata sviluppata alla fine degli anni '70 e all'inizio degli anni '80, con notevoli contributi da parte di diversi fisici teorici , tra cui Alexei Starobinsky al Landau Institute for Theoretical Physics , Alan Guth alla Cornell University e Andrei Linde al Lebedev Physical Institute . Alexei Starobinsky, Alan Guth e Andrei Linde hanno vinto il Premio Kavli 2014 "per aver aperto la strada alla teoria dell'inflazione cosmica". È stato ulteriormente sviluppato nei primi anni '80. Spiega l'origine della struttura su larga scala del cosmo . Le fluttuazioni quantistiche nella regione inflazionaria microscopica, ingrandite a dimensione cosmica, diventano i semi per la crescita della struttura nell'Universo (vedi formazione ed evoluzione delle galassie e formazione della struttura ). Molti fisici ritengono inoltre che l'inflazione spiega perché l'universo sembra essere la stessa in tutte le direzioni ( isotropo ), motivo per cui la radiazione cosmica di fondo di radiazione è distribuito in modo uniforme, perché l'universo è piatta , e perché non i monopoli magnetici sono stati osservati.

Il meccanismo dettagliato della fisica delle particelle responsabile dell'inflazione è sconosciuto. Il paradigma inflazionistico di base è accettato dalla maggior parte dei fisici, poiché numerose previsioni del modello di inflazione sono state confermate dall'osservazione; tuttavia, una sostanziale minoranza di scienziati dissente da questa posizione. L'ipotetico campo di pensiero di essere responsabile per l'inflazione è chiamato l'inflatone .

Nel 2002 tre degli artefici originali della teoria sono stati riconosciuti per i loro maggiori contributi; i fisici Alan Guth del MIT , Andrei Linde di Stanford e Paul Steinhardt di Princeton hanno condiviso il prestigioso Premio Dirac "per lo sviluppo del concetto di inflazione in cosmologia". Nel 2012 Guth e Linde hanno ricevuto il Breakthrough Prize in Fundamental Physics per la loro invenzione e lo sviluppo della cosmologia inflazionaria.

Panoramica

Intorno al 1930, Edwin Hubble scoprì che la luce proveniente da galassie remote era spostata verso il rosso ; più remoto, più spostato. Questo è stato rapidamente interpretato come il significato che le galassie si stavano allontanando dalla Terra. Se la Terra non si trova in una posizione centrale speciale, privilegiata nell'universo, allora significherebbe che tutte le galassie si stanno allontanando, e più si allontanano, più velocemente si allontanano. Si è ormai capito che l'universo si sta espandendo , portando con sé le galassie, e causando questa osservazione. Molte altre osservazioni concordano e portano anch'esse alla stessa conclusione. Tuttavia, per molti anni non è stato chiaro perché o come l'universo potesse espandersi, o cosa potesse significare.

Sulla base di un'enorme quantità di osservazioni sperimentali e di lavoro teorico, si ritiene ora che la ragione dell'osservazione sia che lo spazio stesso si sta espandendo e che si è espanso molto rapidamente entro la prima frazione di secondo dopo il Big Bang . Questo tipo di espansione è noto come espansione "metrica" . Nella terminologia della matematica e della fisica, una " metrica " è una misura di distanza che soddisfa un elenco specifico di proprietà, e il termine implica che il senso della distanza all'interno dell'universo stesso stia cambiando . Oggi, la variazione metrica è un effetto troppo piccolo per essere visto su una scala inferiore a quella intergalattica.

La spiegazione moderna per l'espansione metrica dello spazio è stata proposta dal fisico Alan Guth nel 1979, mentre studiava il problema del perché oggi non si vedono monopoli magnetici . Scoprì che se l'universo contenesse un campo in uno stato di falso vuoto di energia positiva , secondo la relatività generale genererebbe un'espansione esponenziale dello spazio. Ci si rese subito conto che una tale espansione avrebbe risolto molti altri problemi di vecchia data. Questi problemi nascono dall'osservazione che per apparire come oggi , l'Universo dovrebbe essere partito da condizioni iniziali molto finemente sintonizzate , o "speciali" al Big Bang. La teoria dell'inflazione risolve in gran parte anche questi problemi, rendendo così un universo come il nostro molto più probabile nel contesto della teoria del Big Bang.

Non è stato ancora scoperto alcun campo fisico responsabile di questa inflazione. Tuttavia un tale campo sarebbe scalare e il primo campo scalare relativistico dimostrato di esistere, il campo di Higgs , è stato scoperto solo nel 2012-2013 ed è ancora oggetto di ricerca. Quindi non è visto come problematico che non sia stato ancora scoperto un campo responsabile dell'inflazione cosmica e dell'espansione metrica dello spazio. Il campo proposto e i suoi quanti (le particelle subatomiche ad esso correlate) sono stati chiamati inflatone . Se questo campo non esistesse, gli scienziati dovrebbero proporre una spiegazione diversa per tutte le osservazioni che suggeriscono fortemente che un'espansione metrica dello spazio si sia verificata, e stia ancora avvenendo (molto più lentamente) oggi.

Teoria

Un universo in espansione ha generalmente un orizzonte cosmologico , che, per analogia con il più familiare orizzonte causata dalla curvatura della terra superficie s', segna il confine della parte dell'Universo che un osservatore può vedere. La luce (o altra radiazione) emessa da oggetti oltre l'orizzonte cosmologico in un universo in accelerazione non raggiunge mai l'osservatore, perché lo spazio tra l'osservatore e l'oggetto si sta espandendo troppo rapidamente.

Storia dell'Universo : si ipotizza che le onde gravitazionali derivino dall'inflazione cosmica, un'espansione più veloce della luce subito dopo il Big Bang .

L' universo osservabile è una macchia causale di un universo inosservabile molto più grande; altre parti dell'Universo non possono ancora comunicare con la Terra. Queste parti dell'Universo sono al di fuori del nostro attuale orizzonte cosmologico. Nel modello standard del big bang caldo, senza inflazione, l'orizzonte cosmologico si sposta verso l'esterno, portando alla vista nuove regioni. Tuttavia, poiché un osservatore locale vede una tale regione per la prima volta, non sembra diversa da qualsiasi altra regione dello spazio che l'osservatore locale ha già visto: la sua radiazione di fondo è quasi alla stessa temperatura della radiazione di fondo di altre regioni, e la sua la curvatura spazio-temporale si evolve di pari passo con le altre. Questo presenta un mistero: come facevano queste nuove regioni a sapere quale temperatura e curvatura avrebbero dovuto avere? Non avrebbero potuto impararlo ricevendo segnali, perché in precedenza non erano in comunicazione con il nostro passato cono di luce .

L'inflazione risponde a questa domanda postulando che tutte le regioni provengano da un'era precedente con una grande energia del vuoto, o costante cosmologica . Uno spazio con una costante cosmologica è qualitativamente diverso: invece di spostarsi verso l'esterno, l'orizzonte cosmologico rimane fermo. Per ogni osservatore, la distanza dall'orizzonte cosmologico è costante. Con lo spazio in espansione esponenziale, due osservatori vicini vengono separati molto rapidamente; tanto che la distanza tra loro supera rapidamente i limiti delle comunicazioni. Le fette spaziali si stanno espandendo molto velocemente per coprire enormi volumi. Le cose si muovono costantemente oltre l'orizzonte cosmologico, che è una distanza fissa, e tutto diventa omogeneo.

Mentre il campo inflazionistico si rilassa lentamente nel vuoto, la costante cosmologica va a zero e lo spazio inizia ad espandersi normalmente. Le nuove regioni che si vedono durante la normale fase di espansione sono esattamente le stesse regioni che sono state spinte fuori dall'orizzonte durante l'inflazione, e quindi sono quasi alla stessa temperatura e curvatura, perché provengono dallo stesso pezzo di spazio originariamente piccolo .

La teoria dell'inflazione spiega quindi perché le temperature e le curvature delle diverse regioni sono così quasi uguali. Predice anche che la curvatura totale di una porzione di spazio a tempo globale costante è zero. Questa previsione implica che la materia ordinaria totale, la materia oscura e l' energia residua del vuoto nell'Universo devono sommarsi alla densità critica , e le prove lo supportano. Più sorprendentemente, l'inflazione consente ai fisici di calcolare le minime differenze di temperatura di diverse regioni dalle fluttuazioni quantistiche durante l'era inflazionistica e molte di queste previsioni quantitative sono state confermate.

Lo spazio si espande

In uno spazio che si espande in modo esponenziale (o quasi esponenziale) con il tempo, qualsiasi coppia di oggetti fluttuanti inizialmente in quiete si allontanerà l'uno dall'altro a velocità accelerata, almeno finché non sono legati insieme da alcuna forza . Dal punto di vista di uno di questi oggetti, lo spaziotempo è qualcosa come un buco nero di Schwarzschild al rovescio: ogni oggetto è circondato da un orizzonte degli eventi sferico. Una volta che l'altro oggetto è caduto attraverso questo orizzonte non può più tornare, e anche i segnali luminosi che invia non raggiungeranno mai il primo oggetto (almeno finché lo spazio continua ad espandersi in modo esponenziale).

Nell'approssimazione che l'espansione è esattamente esponenziale, l'orizzonte è statico e rimane a una distanza fisica fissa. Questa patch di un universo in espansione può essere descritta dalla seguente metrica :

ds^{2}=-(1-\Lambda r^{2})\,dt^{2}+{1 \over 1-\Lambda r^{2}}\,dr^{2} +r^{2}\,d\Omega ^{2}.

Questo spaziotempo in espansione esponenziale è chiamato spazio di de Sitter , e per sostenerlo deve esserci una costante cosmologica , una densità di energia del vuoto che è costante nello spazio e nel tempo e proporzionale a nella metrica sopra. Per il caso di espansione esattamente esponenziale, l'energia del vuoto ha una pressione negativa p uguale in grandezza alla sua densità di energia ρ ; l' equazione di stato è p=−ρ .

L'inflazione in genere non è un'espansione esattamente esponenziale, ma piuttosto quasi o quasi esponenziale. In un tale universo l'orizzonte crescerà lentamente con il tempo man mano che la densità di energia del vuoto diminuisce gradualmente.

Rimangono poche disomogeneità

Poiché l'espansione accelerata dello spazio estende qualsiasi variazione iniziale di densità o temperatura a scale di lunghezza molto grandi, una caratteristica essenziale dell'inflazione è che appiana le disomogeneità e le anisotropie e riduce la curvatura dello spazio . Questo spinge l'Universo in uno stato molto semplice in cui è completamente dominato dal campo di inflazione e le uniche disomogeneità significative sono piccole fluttuazioni quantistiche . L'inflazione diluisce anche le particelle pesanti esotiche, come i monopoli magnetici previsti da molte estensioni del Modello Standard della fisica delle particelle . Se l'Universo fosse solo abbastanza caldo da formare tali particelle prima di un periodo di inflazione, non sarebbero osservate in natura, poiché sarebbero così rare che è molto probabile che non ce ne siano nell'universo osservabile . Insieme, questi effetti sono chiamati "teorema senza capelli" inflazionistico per analogia con il teorema senza capelli per i buchi neri .

Il teorema "senza capelli" funziona essenzialmente perché l'orizzonte cosmologico non è diverso da un orizzonte di buco nero, tranne che per disaccordi filosofici su ciò che è dall'altra parte. L'interpretazione del teorema senza capelli è che l'Universo (osservabile e non osservabile) si espande di un fattore enorme durante l'inflazione. In un universo in espansione, le densità di energia generalmente diminuiscono o si diluiscono all'aumentare del volume dell'Universo. Ad esempio, la densità della normale materia "fredda" (polvere) diminuisce come l'inverso del volume: quando le dimensioni lineari raddoppiano, la densità di energia diminuisce di un fattore otto; la densità di energia della radiazione diminuisce ancora più rapidamente man mano che l'Universo si espande poiché la lunghezza d'onda di ciascun fotone viene allungata ( redshifted ), oltre ai fotoni che vengono dispersi dall'espansione. Quando le dimensioni lineari sono raddoppiate, la densità di energia nella radiazione diminuisce di un fattore di sedici (vedi la soluzione dell'equazione di continuità della densità di energia per un fluido ultra-relativistico ). Durante l'inflazione, la densità di energia nel campo di inflazione è approssimativamente costante. Tuttavia, la densità di energia in tutto il resto, comprese le disomogeneità, la curvatura, le anisotropie, le particelle esotiche e le particelle del modello standard sta diminuendo e, attraverso un'inflazione sufficiente, queste diventano tutte trascurabili. Questo lascia l'Universo piatto e simmetrico, e (a parte il campo di inflazione omogeneo) per lo più vuoto, nel momento in cui finisce l'inflazione e inizia il riscaldamento.

Durata

Un requisito fondamentale è che l'inflazione debba continuare abbastanza a lungo da produrre l'attuale universo osservabile da un unico, piccolo volume Hubble inflazionistico . Ciò è necessario per garantire che l'Universo appaia piatto, omogeneo e isotropo alle più grandi scale osservabili. Questo requisito è generalmente ritenuto soddisfatto se l'Universo si è espanso di un fattore di almeno 10 ²⁶ durante l'inflazione.

Riscaldare

L'inflazione è un periodo di espansione sottoraffreddata, quando la temperatura scende di un fattore di 100.000 circa. (Il calo esatto dipende dal modello, ma nei primi modelli era tipicamente da 10 ²⁷ K fino a 10 ²² K.) Questa temperatura relativamente bassa viene mantenuta durante la fase di inflazione. Quando l'inflazione termina, la temperatura ritorna alla temperatura pre-inflazione; questo è chiamato riscaldamento o termalizzazione perché la grande energia potenziale del campo di inflazione decade in particelle e riempie l'Universo di particelle del Modello Standard , inclusa la radiazione elettromagnetica , iniziando la fase dominata dalla radiazione dell'Universo. Poiché la natura dell'inflazione non è nota, questo processo è ancora poco compreso, sebbene si ritenga che avvenga attraverso una risonanza parametrica .

motivazioni

L'inflazione risolve diversi problemi della cosmologia del Big Bang scoperti negli anni '70. L'inflazione è stata proposta per la prima volta da Alan Guth nel 1979 mentre studiava il problema del perché oggi non si vedono monopoli magnetici ; scoprì che un falso vuoto di energia positiva avrebbe generato , secondo la relatività generale , un'espansione esponenziale dello spazio. Ci si rese subito conto che una tale espansione avrebbe risolto molti altri problemi di vecchia data. Questi problemi nascono dall'osservazione che per apparire come oggi , l'Universo dovrebbe essere partito da condizioni iniziali molto finemente sintonizzate , o "speciali" al Big Bang. L'inflazione tenta di risolvere questi problemi fornendo un meccanismo dinamico che porti l'Universo a questo stato speciale, rendendo così un universo come il nostro molto più probabile nel contesto della teoria del Big Bang.

Problema di orizzonte

Il problema dell'orizzonte è il problema di determinare perché l'Universo appare statisticamente omogeneo e isotropo secondo il principio cosmologico . Ad esempio, le molecole in un canister di gas sono distribuite in modo omogeneo e isotropico perché sono in equilibrio termico: il gas in tutto il canister ha avuto abbastanza tempo per interagire per dissipare disomogeneità e anisotropie. La situazione è abbastanza diversa nel modello del big bang senza inflazione, perché l'espansione gravitazionale non dà all'universo primordiale il tempo sufficiente per equilibrarsi. In un big bang con solo la materia e la radiazione conosciute nel Modello Standard, due regioni ampiamente separate dell'universo osservabile non possono essersi equilibrate perché si allontanano l'una dall'altra più velocemente della velocità della luce e quindi non sono mai entrate in contatto causale . Nell'Universo primordiale non era possibile inviare un segnale luminoso tra le due regioni. Poiché non hanno avuto interazione, è difficile spiegare perché hanno la stessa temperatura (sono termicamente equilibrate). Storicamente, le soluzioni proposte includevano l' universo Phoenix di Georges Lemaître , il relativo universo oscillatorio di Richard Chase Tolman e l' universo Mixmaster di Charles Misner . Lemaître e Tolman proposero che un universo sottoposto a un certo numero di cicli di contrazione ed espansione potesse entrare in equilibrio termico. I loro modelli, tuttavia, hanno fallito a causa dell'accumulo di entropia nel corso di diversi cicli. Misner ha fatto la congettura (in definitiva errata) che il meccanismo Mixmaster, che ha reso l'Universo più caotico, potrebbe portare all'omogeneità statistica e all'isotropia.

Problema di planarità

Il problema della planarità è talvolta chiamato una delle coincidenze di Dicke (insieme al problema della costante cosmologica ). Negli anni '60 si è saputo che la densità della materia nell'Universo era paragonabile alla densità critica necessaria per un universo piatto (cioè un universo la cui geometria su larga scala è la solita geometria euclidea , piuttosto che una iperbolica o sferica non euclidea. geometria ).

Pertanto, indipendentemente dalla forma dell'universo, il contributo della curvatura spaziale all'espansione dell'Universo non potrebbe essere molto maggiore del contributo della materia. Ma mentre l'Universo si espande, la curvatura verso il rosso si allontana più lentamente della materia e della radiazione. Estrapolato nel passato, questo presenta un problema di messa a punto perché il contributo della curvatura all'Universo deve essere esponenzialmente piccolo (sedici ordini di grandezza inferiore alla densità di radiazione alla nucleosintesi del Big Bang , per esempio). Questo problema è esacerbato dalle recenti osservazioni del fondo cosmico a microonde che hanno dimostrato che l'Universo è piatto fino a una piccola percentuale.

Problema del monopolo magnetico

Il problema del monopolio magnetico , a volte chiamato problema delle reliquie esotiche, dice che se l'universo primordiale fosse molto caldo, si sarebbe prodotto un gran numero di monopoli magnetici molto pesanti e stabili . Questo è un problema con le teorie della Grande Unificazione , che propongono che ad alte temperature (come nell'universo primordiale) la forza elettromagnetica , le forze nucleari forti e deboli non sono in realtà forze fondamentali ma sorgono a causa della rottura spontanea della simmetria da una teoria di un singolo gauge . Queste teorie prevedono un numero di particelle pesanti e stabili che non sono state osservate in natura. Il più noto è il monopolo magnetico, una sorta di "carica" stabile e pesante di campo magnetico. Si prevede che i monopoli saranno prodotti in modo copioso seguendo le teorie della Grande Unificazione ad alta temperatura, e avrebbero dovuto persistere fino ai giorni nostri, a tal punto da diventare il costituente principale dell'Universo. Non solo non è così, ma tutte le ricerche per loro sono fallite, ponendo limiti rigorosi alla densità dei monopoli magnetici residui nell'Universo. Un periodo di inflazione che si verifica al di sotto della temperatura in cui possono essere prodotti i monopoli magnetici offrirebbe una possibile risoluzione di questo problema: i monopoli sarebbero separati l'uno dall'altro mentre l'Universo intorno a loro si espande, abbassando potenzialmente la loro densità osservata di molti ordini di grandezza. Tuttavia, come ha scritto il cosmologo Martin Rees , "Gli scettici sulla fisica esotica potrebbero non essere molto impressionati da un argomento teorico per spiegare l'assenza di particelle che sono di per sé solo ipotetiche. La medicina preventiva può facilmente sembrare efficace al 100% contro una malattia che non lo fa. esistere!"

Storia

precursori

Agli albori della Relatività Generale , Albert Einstein introdusse la costante cosmologica per consentire una soluzione statica , ovvero una sfera tridimensionale con una densità di materia uniforme. Più tardi, Willem de Sitter trovò un universo gonfiabile altamente simmetrico, che descriveva un universo con una costante cosmologica altrimenti vuoto. Si scoprì che l'universo di Einstein è instabile e che piccole fluttuazioni lo fanno collassare o trasformarsi in un universo di de Sitter.

All'inizio degli anni '70 Zeldovich notò i problemi di planarità e orizzonte della cosmologia del Big Bang; prima della sua opera, si presumeva che la cosmologia fosse simmetrica su basi puramente filosofiche. In Unione Sovietica, questa e altre considerazioni portarono Belinski e Khalatnikov ad analizzare la caotica singolarità del BKL nella Relatività Generale. L' universo Mixmaster di Misner ha tentato di utilizzare questo comportamento caotico per risolvere i problemi cosmologici, con scarso successo.

Falso vuoto

Alla fine degli anni '70, Sidney Coleman applicò le tecniche di istanton sviluppate da Alexander Polyakov e collaboratori per studiare il destino del falso vuoto nella teoria quantistica dei campi . Come una fase metastabile nella meccanica statistica - acqua al di sotto della temperatura di congelamento o al di sopra del punto di ebollizione - un campo quantistico avrebbe bisogno di nucleare una bolla abbastanza grande del nuovo vuoto, la nuova fase, per effettuare una transizione. Coleman ha trovato il percorso di decadimento più probabile per il decadimento del vuoto e ha calcolato la durata inversa per unità di volume. Alla fine ha notato che gli effetti gravitazionali sarebbero stati significativi, ma non ha calcolato questi effetti e non ha applicato i risultati alla cosmologia.

L'universo potrebbe essere stato creato spontaneamente dal nulla (nessuno spazio , tempo , né materia ) da fluttuazioni quantistiche del falso vuoto metastabile che causano una bolla in espansione di vero vuoto.

Inflazione di Starobinsky

In Unione Sovietica, Alexei Starobinsky notò che le correzioni quantistiche alla relatività generale dovrebbero essere importanti per l'universo primordiale. Questi genericamente portano a correzioni al quadrato della curvatura dell'azione di Einstein-Hilbert e a una forma di gravità modificata f ( R ) . La soluzione delle equazioni di Einstein in presenza di termini quadrati di curvatura, quando le curvature sono grandi, porta ad una costante cosmologica effettiva. Pertanto, ha proposto che l'universo primordiale abbia attraversato un'era inflazionistica di De Sitter. Ciò ha risolto i problemi di cosmologia e ha portato a previsioni specifiche per le correzioni alla radiazione di fondo a microonde, correzioni che sono state poi calcolate in dettaglio. Starobinsky ha usato l'azione

S={\frac {1}{2}}\int d^{4}x\left(R+{\frac {R^{2}}{6M^{2}}}\right)

che corrisponde al potenziale

\quad V(\phi )=\Lambda ^{4}\left(1-e^{-{\sqrt {2/3}}\phi /M_{p}^{2}}\right) ^{2}

nella cornice di Einstein. Ciò si traduce nelle osservabili: $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$

Problema di monopolio

Nel 1978, Zeldovich notò il problema del monopolio, che era una versione quantitativa inequivocabile del problema dell'orizzonte, questa volta in un sottocampo della fisica delle particelle, che portò a diversi tentativi speculativi per risolverlo. Nel 1980 Alan Guth si rese conto che il falso decadimento del vuoto nell'universo primordiale avrebbe risolto il problema, portandolo a proporre un'inflazione guidata dallo scalare. Gli scenari di Starobinsky e Guth prevedevano entrambi una fase iniziale di de Sitter, differendo solo nei dettagli meccanicistici.

I primi modelli inflazionistici

Guth propose l'inflazione nel gennaio 1981 per spiegare l'inesistenza dei monopoli magnetici; fu Guth a coniare il termine "inflazione". Allo stesso tempo, Starobinsky sosteneva che le correzioni quantistiche alla gravità avrebbero sostituito la singolarità iniziale dell'Universo con una fase di de Sitter in espansione esponenziale. Nell'ottobre 1980, Demosthenes Kazanas suggerì che l'espansione esponenziale potrebbe eliminare l' orizzonte delle particelle e forse risolvere il problema dell'orizzonte, mentre Sato suggerì che un'espansione esponenziale potrebbe eliminare le pareti del dominio (un altro tipo di reliquia esotica). Nel 1981 Einhorn e Sato pubblicarono un modello simile a quello di Guth e mostrarono che avrebbe risolto il puzzle dell'abbondanza del monopolio magnetico nelle teorie della Grande Unificazione. Come Guth, hanno concluso che un tale modello non solo richiedeva una messa a punto fine della costante cosmologica, ma probabilmente avrebbe anche portato a un universo troppo granulare, cioè a grandi variazioni di densità risultanti da collisioni tra pareti di bolle.

La dimensione fisica del raggio di Hubble (linea continua) in funzione dell'espansione lineare (fattore di scala) dell'universo. Durante l'inflazione cosmologica, il raggio di Hubble è costante. Viene anche mostrata la lunghezza d'onda fisica di una modalità di perturbazione (linea tratteggiata). La trama illustra come la modalità di perturbazione cresce più grande dell'orizzonte durante l'inflazione cosmologica prima di tornare all'interno dell'orizzonte, che cresce rapidamente durante il dominio della radiazione. Se l'inflazione cosmologica non fosse mai avvenuta, e il dominio della radiazione fosse continuato fino a una singolarità gravitazionale , allora il modo non sarebbe mai stato all'interno dell'orizzonte nell'universo primitivo, e nessun meccanismo causale avrebbe potuto assicurare che l'universo fosse omogeneo sulla scala del modalità di perturbazione.

Guth ha proposto che quando l'universo primordiale si è raffreddato, è stato intrappolato in un falso vuoto con un'alta densità di energia, che è molto simile a una costante cosmologica . Quando l'universo primitivo si è raffreddato, è rimasto intrappolato in uno stato metastabile (era superraffreddato), dal quale poteva decadere solo attraverso il processo di nucleazione delle bolle attraverso il tunneling quantistico . Bolle di vero vuoto si formano spontaneamente nel mare di falso vuoto e iniziano rapidamente ad espandersi alla velocità della luce . Guth riconobbe che questo modello era problematico perché il modello non si riscaldava correttamente: quando le bolle nucleavano, non generavano alcuna radiazione. La radiazione potrebbe essere generata solo in collisioni tra pareti di bolle. Ma se l'inflazione è durata abbastanza a lungo da risolvere i problemi delle condizioni iniziali, le collisioni tra le bolle sono diventate estremamente rare. In ogni patch causale è probabile che solo una bolla possa nuclearsi.

... Kazanas (1980) chiamò questa fase dell'Universo primordiale "fase di de Sitter". Il nome "inflazione" è stato dato da Guth (1981). ... Lo stesso Guth non ha fatto riferimento all'opera di Kazanas fino a quando non ha pubblicato un libro sull'argomento dal titolo "L'universo inflazionario: la ricerca di una nuova teoria dell'origine cosmica" (1997), dove si scusa per non aver fatto riferimento al lavoro di Kazanas e di altri, relativo all'inflazione.

Inflazione lenta

Il problema della collisione delle bolle è stato risolto da Linde e indipendentemente da Andreas Albrecht e Paul Steinhardt in un modello chiamato nuova inflazione o inflazione lenta (il modello di Guth divenne poi noto come vecchia inflazione ). In questo modello, invece di uscire da un falso stato di vuoto, l'inflazione si è verificata da un campo scalare che rotolava lungo una potenziale collina di energia. Quando il campo rotola molto lentamente rispetto all'espansione dell'Universo, si verifica l'inflazione. Tuttavia, quando la salita diventa più ripida, il gonfiaggio termina e può verificarsi il riscaldamento.

Effetti delle asimmetrie

Alla fine, è stato dimostrato che la nuova inflazione non produce un universo perfettamente simmetrico, ma che vengono create fluttuazioni quantistiche nell'inflazione. Queste fluttuazioni formano i semi primordiali per tutta la struttura creata nell'universo successivo. Queste fluttuazioni furono calcolate per la prima volta da Viatcheslav Mukhanov e GV Chibisov nell'analizzare il modello simile di Starobinsky. Nel contesto dell'inflazione, sono stati elaborati indipendentemente dal lavoro di Mukhanov e Chibisov durante il Nuffield Workshop on the Very Early Universe presso l'Università di Cambridge del 1982 . Le fluttuazioni sono state calcolate da quattro gruppi che hanno lavorato separatamente nel corso del workshop: Stephen Hawking ; Starobinsky; Guth e So-Young Pi; e Bardeen , Steinhardt e Turner .

Stato osservativo

L'inflazione è un meccanismo per realizzare il principio cosmologico , che è alla base del modello standard della cosmologia fisica: tiene conto dell'omogeneità e dell'isotropia dell'universo osservabile. Inoltre, spiega la planarità osservata e l'assenza di monopoli magnetici. Sin dai primi lavori di Guth, ciascuna di queste osservazioni ha ricevuto ulteriori conferme, in modo più impressionante dalle osservazioni dettagliate del fondo cosmico a microonde fatte dalla navicella spaziale Planck . Questa analisi mostra che l'Universo è piatto entro lo 0,5 percento e che è omogeneo e isotropo fino a una parte su 100.000.

L'inflazione prevede che le strutture visibili nell'Universo oggi si siano formate attraverso il collasso gravitazionale di perturbazioni che si sono formate come fluttuazioni della meccanica quantistica nell'epoca inflazionistica. La forma dettagliata dello spettro delle perturbazioni, chiamata campo casuale gaussiano quasi invariante di scala, è molto specifica e ha solo due parametri liberi. Uno è l'ampiezza dello spettro e l' indice spettrale , che misura la leggera deviazione dall'invarianza di scala prevista dall'inflazione (l'invarianza di scala perfetta corrisponde all'universo idealizzato di de Sitter). L'altro parametro libero è il rapporto tensore/scalare. I modelli di inflazione più semplici, quelli senza regolazione fine , prevedono un rapporto tensore/ scalare vicino a 0,1.

L'inflazione prevede che le perturbazioni osservate dovrebbero essere in equilibrio termico tra loro (queste sono chiamate perturbazioni adiabatiche o isentropiche ). Questa struttura per le perturbazioni è stata confermata dal veicolo spaziale Planck , dal veicolo spaziale WMAP e da altri esperimenti di fondo cosmico a microonde (CMB) e dalle indagini sulle galassie , in particolare lo Sloan Digital Sky Survey in corso . Questi esperimenti hanno mostrato che una parte su 100.000 disomogeneità osservate ha esattamente la forma prevista dalla teoria. Ci sono prove di una leggera deviazione dall'invarianza di scala. L' indice spettrale , n _s è uno per uno spettro di Harrison-Zel'dovich invariante di scala. I modelli di inflazione più semplici prevedono che n _s sia compreso tra 0,92 e 0,98. Questa è la gamma che è possibile senza la messa a punto dei parametri relativi all'energia. Dai dati di Planck si può dedurre che n _s = 0,968 ± 0,006 e un rapporto tensore/ scalare inferiore a 0,11. Questi sono considerati un'importante conferma della teoria dell'inflazione.

Sono state proposte varie teorie sull'inflazione che fanno previsioni radicalmente diverse, ma generalmente hanno una messa a punto molto più fine di quanto dovrebbe essere necessario. Come modello fisico, tuttavia, l'inflazione è molto preziosa in quanto prevede in modo robusto le condizioni iniziali dell'Universo sulla base di due soli parametri regolabili: l'indice spettrale (che può cambiare solo in un intervallo ristretto) e l'ampiezza delle perturbazioni. Fatta eccezione per i modelli artificiosi, questo è vero indipendentemente da come si realizza l'inflazione nella fisica delle particelle.

Occasionalmente si osservano effetti che sembrano contraddire i più semplici modelli di inflazione. I dati WMAP del primo anno hanno suggerito che lo spettro potrebbe non essere quasi invariante di scala, ma potrebbe invece avere una leggera curvatura. Tuttavia, i dati del terzo anno hanno rivelato che l'effetto era un'anomalia statistica. Un altro effetto osservato sin dal primo satellite cosmico di fondo a microonde, il Cosmic Background Explorer, è che l'ampiezza del momento di quadrupolo del CMB è inaspettatamente bassa e gli altri multipoli bassi sembrano essere allineati preferenzialmente con il piano dell'eclittica . Alcuni hanno affermato che questa è una firma di non-gaussianietà e quindi contraddice i modelli più semplici di inflazione. Altri hanno suggerito che l'effetto potrebbe essere dovuto ad altra nuova fisica, contaminazione in primo piano o persino bias di pubblicazione .

È in corso un programma sperimentale per testare ulteriormente l'inflazione con misurazioni CMB più precise. In particolare, misure ad alta precisione dei cosiddetti "B-modes" della polarizzazione della radiazione di fondo potrebbero fornire evidenza della radiazione gravitazionale prodotta dall'inflazione, e potrebbero anche mostrare se la scala energetica dell'inflazione prevista dai modelli più semplici ( 10 ¹⁵ –10 ¹⁶ GeV ) è corretto. Nel marzo 2014, il team BICEP2 ha annunciato che la polarizzazione CMB in modalità B confermava che l'inflazione era stata dimostrata. Il team ha annunciato che il rapporto tra tensore e potenza scalare era compreso tra 0,15 e 0,27 (rifiutando l'ipotesi nulla; si prevede che sia 0 in assenza di inflazione). Tuttavia, il 19 giugno 2014, è stata segnalata una diminuzione della fiducia nella conferma dei risultati; il 19 settembre 2014 è stata segnalata un'ulteriore riduzione della fiducia e, il 30 gennaio 2015, ancora meno fiducia è stata segnalata. Entro il 2018, ulteriori dati suggerivano, con una confidenza del 95%, ovvero 0,06 o inferiore: coerenti con l'ipotesi nulla, ma ancora coerenti con molti modelli rimanenti di inflazione. $r$ $r$ $r$

Altre misurazioni potenzialmente corroboranti sono attese dal veicolo spaziale Planck , anche se non è chiaro se il segnale sarà visibile o se la contaminazione da fonti in primo piano interferirà. Altre misurazioni imminenti, come quelle della radiazione di 21 centimetri (radiazione emessa e assorbita dall'idrogeno neutro prima che si formassero le prime stelle ), potrebbero misurare lo spettro di potenza con una risoluzione ancora maggiore rispetto alle rilevazioni CMB e galattiche, sebbene non sia noto se queste misurazioni sarà possibile o se l'interferenza con le sorgenti radio sulla Terra e nella galassia sarà troppo grande.

Stato teorico

Problema irrisolto in fisica :

La teoria dell'inflazione cosmologica è corretta e, in caso affermativo, quali sono i dettagli di quest'epoca? Qual è l'ipotetico campo di inflazione che dà origine all'inflazione?

(più problemi irrisolti in fisica)

Nella prima proposta di Guth, si pensava che l' inflazione fosse il campo di Higgs , il campo che spiega la massa delle particelle elementari. Alcuni credono ora che l'inflazione non possa essere il campo di Higgs sebbene la recente scoperta del bosone di Higgs abbia aumentato il numero di lavori che considerano il campo di Higgs come inflazione. Un problema di questa identificazione è l'attuale tensione con i dati sperimentali su scala elettrodebole , attualmente in fase di studio al Large Hadron Collider (LHC). Altri modelli di inflazione si basavano sulle proprietà delle Teorie della Grande Unificazione. Poiché i modelli più semplici di grande unificazione hanno fallito, molti fisici pensano ora che l'inflazione sarà inclusa in una teoria supersimmetrica come la teoria delle stringhe o una teoria superunificata supersimmetrica. Attualmente, mentre l'inflazione è compresa principalmente dalle sue previsioni dettagliate delle condizioni iniziali per il caldo universo primordiale, la fisica delle particelle è in gran parte modellata ad hoc . Pertanto, sebbene le previsioni sull'inflazione siano state coerenti con i risultati dei test osservativi, rimangono molte domande aperte.

Problema di messa a punto

Una delle sfide più gravi per l'inflazione nasce dalla necessità di una messa a punto . Nella nuova inflazione, le condizioni di rallentamento devono essere soddisfatte affinché l'inflazione si verifichi. Le condizioni di rollio lento dicono che il potenziale di inflazione deve essere piatto (rispetto alla grande energia del vuoto ) e che le particelle di inflazione devono avere una massa piccola. La nuova inflazione richiede che l'Universo abbia un campo scalare con un potenziale particolarmente piatto e condizioni iniziali speciali. Tuttavia, sono state proposte spiegazioni per queste messe a punto. Ad esempio, le teorie di campo invarianti di scala classica, in cui l'invarianza di scala è interrotta da effetti quantistici, forniscono una spiegazione della piattezza dei potenziali inflazionistici, purché la teoria possa essere studiata attraverso la teoria delle perturbazioni .

Linde propose una teoria nota come inflazione caotica in cui suggeriva che le condizioni per l'inflazione fossero effettivamente soddisfatte in modo abbastanza generico. L'inflazione si verificherà praticamente in qualsiasi universo che inizi in uno stato caotico ad alta energia che abbia un campo scalare con energia potenziale illimitata. Tuttavia, nel suo modello il campo di inflazione assume necessariamente valori maggiori di un'unità di Planck : per questo motivo, questi sono spesso chiamati modelli di grande campo e i nuovi modelli di inflazione concorrenti sono chiamati modelli di piccolo campo . In questa situazione, si ritiene che le previsioni della teoria del campo efficace non siano valide, poiché la rinormalizzazione dovrebbe causare grandi correzioni che potrebbero prevenire l'inflazione. Questo problema non è stato ancora risolto e alcuni cosmologi sostengono che i modelli a piccolo campo, in cui l'inflazione può verificarsi a una scala energetica molto più bassa, siano modelli migliori. Sebbene l'inflazione dipenda in modo importante dalla teoria quantistica dei campi (e dall'approssimazione semiclassica alla gravità quantistica ), non è stata completamente riconciliata con queste teorie.

Brandenberger ha commentato la messa a punto in un'altra situazione. L'ampiezza delle disomogeneità primordiali prodotte nell'inflazione è direttamente legata alla scala energetica dell'inflazione. Si suggerisce che questa scala sia intorno a 10 ¹⁶ GeV o 10 ^-3 volte l' energia di Planck . La scala naturale è ingenuamente la scala di Planck, quindi questo piccolo valore potrebbe essere visto come un'altra forma di regolazione fine (chiamata problema gerarchico ): la densità di energia data dal potenziale scalare è inferiore di 10 ^-12 rispetto alla densità di Planck . Questo non è di solito considerato un problema critico, tuttavia, perché la scala dell'inflazione corrisponde naturalmente alla scala dell'unificazione di gauge.

Inflazione eterna

In molti modelli, la fase inflazionistica dell'espansione dell'Universo dura per sempre in almeno alcune regioni dell'Universo. Ciò si verifica perché le regioni di gonfiaggio si espandono molto rapidamente, riproducendosi. A meno che il tasso di decadimento alla fase di non gonfiaggio sia sufficientemente veloce, le nuove regioni di gonfiaggio vengono prodotte più rapidamente delle regioni non di gonfiaggio. In tali modelli, la maggior parte del volume dell'Universo si gonfia continuamente in un dato momento.

Tutti i modelli di inflazione eterna producono un multiverso infinito, ipotetico, tipicamente un frattale. La teoria del multiverso ha creato un significativo dissenso nella comunità scientifica sulla fattibilità del modello inflazionistico.

Paul Steinhardt , uno degli artefici originali del modello inflazionistico, introdusse il primo esempio di inflazione eterna nel 1983. Dimostrò che l'inflazione poteva procedere all'infinito producendo bolle di spazio non gonfiabile piene di materia calda e radiazioni circondate da spazio vuoto che continua a gonfiarsi. Le bolle non potrebbero crescere abbastanza velocemente da tenere il passo con l'inflazione. Più tardi, quello stesso anno, Alexander Vilenkin dimostrò che l'inflazione eterna è generica.

Sebbene la nuova inflazione stia classicamente riducendo il potenziale, le fluttuazioni quantistiche a volte possono portarlo ai livelli precedenti. Queste regioni in cui l'inflazione fluttua verso l'alto si espandono molto più velocemente delle regioni in cui l'inflazione ha un'energia potenziale inferiore e tendono a dominare in termini di volume fisico. È stato dimostrato che qualsiasi teoria inflazionistica con un potenziale illimitato è eterna. Ci sono teoremi ben noti che questo stato stazionario non può continuare per sempre nel passato. Lo spaziotempo inflazionistico, che è simile allo spazio di de Sitter, è incompleto senza una regione che si contrae. Tuttavia, a differenza dello spazio di de Sitter, le fluttuazioni in uno spazio inflazionistico in contrazione collassano per formare una singolarità gravitazionale, un punto in cui le densità diventano infinite. Pertanto, è necessario disporre di una teoria per le condizioni iniziali dell'Universo.

Nell'inflazione eterna, le regioni con inflazione hanno un volume in crescita esponenziale, mentre le regioni che non stanno inflazionando non lo fanno. Ciò suggerisce che il volume della parte dell'Universo che si sta gonfiando nel quadro globale è sempre inimmaginabilmente più grande della parte che ha smesso di gonfiarsi, anche se l'inflazione alla fine finisce come vista da ogni singolo osservatore pre-inflazione. Gli scienziati non sono d'accordo su come assegnare una distribuzione di probabilità a questo ipotetico paesaggio antropico. Se la probabilità di diverse regioni viene contata in base al volume, ci si dovrebbe aspettare che l'inflazione non finisca mai o applicando le condizioni al contorno che esiste un osservatore locale per osservarla, che l'inflazione finisca il più tardi possibile.

Alcuni fisici ritengono che questo paradosso possa essere risolto ponderando gli osservatori in base al loro volume pre-inflazionistico. Altri credono che non ci sia soluzione al paradosso e che il multiverso sia un difetto critico nel paradigma inflazionistico. Paul Steinhardt, che per primo introdusse il modello inflazionistico eterno, divenne in seguito uno dei suoi critici più accesi per questo motivo.

Condizioni iniziali

Alcuni fisici hanno cercato di evitare il problema delle condizioni iniziali proponendo modelli per un universo eternamente in espansione senza origine. Questi modelli propongono che mentre l'Universo, alle scale più grandi, si espande in modo esponenziale, era, è e sempre sarà, spazialmente infinito ed è esistito, ed esisterà, per sempre.

Altre proposte tentano di descrivere la creazione ex nihilo dell'Universo basata sulla cosmologia quantistica e la successiva inflazione. Vilenkin ha proposto uno di questi scenari. Hartle e Hawking hanno offerto la proposta senza confini per la creazione iniziale dell'Universo in cui l'inflazione avviene naturalmente.

Guth ha descritto l'universo inflazionistico come il "pasto gratuito definitivo": nuovi universi, simili al nostro, vengono continuamente prodotti in un vasto sfondo inflazionato. Le interazioni gravitazionali, in questo caso, aggirano (ma non violano) la prima legge della termodinamica ( conservazione dell'energia ) e la seconda legge della termodinamica ( entropia e problema della freccia del tempo ). Tuttavia, sebbene vi sia consenso sul fatto che ciò risolva il problema delle condizioni iniziali, alcuni lo hanno contestato, poiché è molto più probabile che l'Universo sia nato da una fluttuazione quantistica . Don Page era un critico schietto dell'inflazione a causa di questa anomalia. Ha sottolineato che la freccia del tempo termodinamica necessita di condizioni iniziali di bassa entropia , il che sarebbe altamente improbabile. Secondo loro, invece di risolvere questo problema, la teoria dell'inflazione lo aggrava: il riscaldamento alla fine dell'era dell'inflazione aumenta l'entropia, rendendo necessario che lo stato iniziale dell'Universo sia ancora più ordinato rispetto ad altre teorie del Big Bang con nessuna fase di inflazione.

Hawking e Page hanno successivamente trovato risultati ambigui quando hanno tentato di calcolare la probabilità di inflazione nello stato iniziale di Hartle-Hawking. Altri autori hanno sostenuto che, poiché l'inflazione è eterna, la probabilità non ha importanza finché non è esattamente zero: una volta iniziata, l'inflazione si perpetua e rapidamente domina l'Universo. Tuttavia, Albrecht e Lorenzo Sorbo hanno sostenuto che la probabilità di un cosmo inflazionistico, coerente con le osservazioni odierne, che emerga da una fluttuazione casuale da uno stato preesistente è molto più alta di quella di un cosmo non inflazionistico. Questo perché la quantità "seme" di energia non gravitazionale richiesta per il cosmo inflazionistico è molto inferiore a quella per un'alternativa non inflazionistica, che supera qualsiasi considerazione entropica.

Un altro problema che è stato occasionalmente menzionato è il problema transplanckiano o gli effetti transplanckiani. Poiché la scala energetica dell'inflazione e la scala di Planck sono relativamente vicine, alcune delle fluttuazioni quantistiche che hanno costituito la struttura nel nostro universo erano più piccole della lunghezza di Planck prima dell'inflazione. Pertanto, dovrebbero esserci correzioni dalla fisica alla scala di Planck, in particolare dalla teoria quantistica sconosciuta della gravità. Rimane qualche disaccordo sull'entità di questo effetto: sul fatto che sia appena sulla soglia della rilevabilità o del tutto non rilevabile.

Inflazione ibrida

Un altro tipo di inflazione, chiamata inflazione ibrida , è un'estensione della nuova inflazione. Introduce campi scalari aggiuntivi, in modo che mentre uno dei campi scalari è responsabile della normale lenta inflazione a rollio, un altro innesca la fine dell'inflazione: quando l'inflazione è continuata sufficientemente a lungo, diventa favorevole al secondo campo a decadere in un valore molto più basso stato energetico.

Nell'inflazione ibrida, un campo scalare è responsabile della maggior parte della densità energetica (determinando così il tasso di espansione), mentre un altro è responsabile della lenta rotazione (determinando così il periodo di inflazione e la sua conclusione). Pertanto, le fluttuazioni della prima inflazione non influenzerebbero la cessazione dell'inflazione, mentre le fluttuazioni della seconda non influenzerebbero il tasso di espansione. Pertanto, l'inflazione ibrida non è eterna. Quando il secondo gonfiaggio (a lenta rotazione) raggiunge il fondo del suo potenziale, cambia la posizione del minimo del potenziale del primo gonfiaggio, il che porta a un rapido rollio del gonfiaggio verso il basso del suo potenziale, portando alla cessazione dell'inflazione.

Relazione con l'energia oscura

L'energia oscura è sostanzialmente simile all'inflazione e si pensa che stia causando l'accelerazione dell'espansione dell'universo attuale. Tuttavia, la scala energetica dell'energia oscura è molto più bassa, 10 ^-12 GeV, circa 27 ordini di grandezza inferiore alla scala dell'inflazione.

Inflazione e cosmologia delle stringhe

La scoperta della compattazione del flusso ha aperto la strada alla riconciliazione dell'inflazione e della teoria delle stringhe. L'inflazione delle brane suggerisce che l'inflazione derivi dal movimento delle D-brane nella geometria compattata, solitamente verso una pila di anti-D-brane. Questa teoria, governata dall'azione Dirac-Born-Infeld , è diversa dall'inflazione ordinaria. Le dinamiche non sono completamente comprese. Sembra che siano necessarie condizioni speciali poiché l'inflazione si verifica nel tunneling tra due vuoti nel paesaggio delle corde . Il processo di tunneling tra due vacua è una forma di vecchia inflazione, ma la nuova inflazione deve poi avvenire con qualche altro meccanismo.

Inflazione e gravità quantistica ad anello

Quando si studiano gli effetti che la teoria della gravità quantistica a loop avrebbe sulla cosmologia, si è evoluto un modello di cosmologia quantistica a loop che fornisce un possibile meccanismo per l'inflazione cosmologica. La gravità quantistica ad anello presuppone uno spaziotempo quantizzato. Se la densità di energia è maggiore di quella che può essere trattenuta dallo spaziotempo quantizzato, si pensa che si riprenda.

Alternative e aggiunte

Sono stati avanzati altri modelli che si pretende spieghino alcune o tutte le osservazioni affrontate dall'inflazione.

Grande rimbalzo

L'ipotesi del big bounce tenta di sostituire la singolarità cosmica con una contrazione e rimbalzo cosmici, spiegando così le condizioni iniziali che hanno portato al big bang. I problemi di planarità e orizzonte sono naturalmente risolti nella teoria della gravità di Einstein-Cartan- Sciama-Kibble, senza bisogno di una forma esotica di materia o di parametri liberi. Questa teoria estende la relatività generale rimuovendo un vincolo della simmetria della connessione affine e considerando la sua parte antisimmetrica, il tensore di torsione , come una variabile dinamica. L'accoppiamento minimo tra torsione e spinori di Dirac genera un'interazione spin-spin che è significativa nella materia fermionica a densità estremamente elevate. Tale interazione evita la singolarità non fisica del Big Bang, sostituendola con un rimbalzo simile a una cuspide a un fattore di scala minimo finito, prima del quale l'Universo si stava contraendo. La rapida espansione subito dopo il Grande Rimbalzo spiega perché l'Universo attuale su scale più grandi appare spazialmente piatto, omogeneo e isotropo. Man mano che la densità dell'Universo diminuisce, gli effetti della torsione si indeboliscono e l'Universo entra dolcemente nell'era dominata dalle radiazioni.

Modelli ekpirotici e ciclici

I modelli ekpyrotic e ciclici sono anche considerati aggiunte all'inflazione. Questi modelli risolvono il problema dell'orizzonte attraverso un'epoca in espansione ben prima del Big Bang, e quindi generano lo spettro richiesto di perturbazioni della densità primordiale durante una fase di contrazione che porta a un Big Crunch . L'Universo passa attraverso il Big Crunch ed emerge in una calda fase di Big Bang . In questo senso si ricordano Richard Chace Tolman s' universo oscillatorio ; nel modello di Tolman, invece, l'età totale dell'Universo è necessariamente finita, mentre in questi modelli non è necessariamente così. Se può essere prodotto lo spettro corretto delle fluttuazioni di densità e se l'Universo può navigare con successo nella transizione Big Bang/Big Crunch, rimane un argomento di controversia e di ricerca attuale. I modelli ekpyrotic evitano il problema del monopolio magnetico fintanto che la temperatura alla transizione Big Crunch/Big Bang rimane al di sotto della Grand Unified Scale, poiché questa è la temperatura richiesta per produrre i monopoli magnetici in primo luogo. Allo stato attuale, non ci sono prove di alcun "rallentamento" dell'espansione, ma ciò non sorprende poiché si prevede che ogni ciclo durerà nell'ordine di un trilione di anni.

Cosmologia dei gas di stringa

La teoria delle stringhe richiede che, oltre alle tre dimensioni spaziali osservabili, esistano ulteriori dimensioni arrotolate o compattate (vedi anche la teoria di Kaluza-Klein ). Le dimensioni extra appaiono come una componente frequente dei modelli di supergravità e di altri approcci alla gravità quantistica . Ciò ha sollevato la questione contingente del motivo per cui quattro dimensioni spazio-temporali sono diventate grandi e le altre sono diventate inosservabilmente piccole. Un tentativo di affrontare questa domanda, chiamato cosmologia dei gas di stringa , è stato proposto da Robert Brandenberger e Cumrun Vafa . Questo modello si concentra sulla dinamica dell'universo primordiale considerato come un gas caldo di stringhe. Brandenberger e Vafa mostrano che una dimensione dello spaziotempo può espandersi solo se i fili che si avvolgono attorno ad essa possono annichilirsi a vicenda in modo efficiente. Ogni stringa è un oggetto unidimensionale e il numero massimo di dimensioni in cui due stringhe si intersecano genericamente (e, presumibilmente, si annichiliranno) è tre. Pertanto, il numero più probabile di dimensioni spaziali non compatte (grandi) è tre. Il lavoro attuale su questo modello si concentra sul fatto che possa riuscire a stabilizzare la dimensione delle dimensioni compattate e produrre lo spettro corretto delle perturbazioni della densità primordiale. Il modello originale non "risolse i problemi di entropia e piattezza della cosmologia standard", sebbene Brandenburger e coautori abbiano successivamente sostenuto che questi problemi possono essere eliminati implementando la cosmologia dei gas di stringa nel contesto di uno scenario di universo che rimbalza.

variabile c

Sono stati proposti modelli cosmologici che impiegano una velocità variabile della luce per risolvere il problema dell'orizzonte e fornire un'alternativa all'inflazione cosmica. Nei modelli VSL, la costante fondamentale c , che denota la velocità della luce nel vuoto, è maggiore nell'universo primordiale del suo valore attuale, aumentando effettivamente l' orizzonte delle particelle al momento del disaccoppiamento sufficientemente da tenere conto dell'isotropia osservata del CMB.

critiche

Dalla sua introduzione da parte di Alan Guth nel 1980, il paradigma inflazionistico è stato ampiamente accettato. Tuttavia, molti fisici, matematici e filosofi della scienza hanno espresso critiche, sostenendo previsioni non verificabili e la mancanza di un serio supporto empirico. Nel 1999, John Earman e Jesús Mosterín hanno pubblicato un'approfondita revisione critica della cosmologia inflazionaria, concludendo: "non pensiamo che ci siano, ancora, buone ragioni per ammettere uno qualsiasi dei modelli di inflazione nel nucleo standard della cosmologia".

Per funzionare, come ha sottolineato Roger Penrose dal 1986 in poi, l'inflazione richiede condizioni iniziali sue proprie estremamente specifiche, affinché il problema (o pseudo-problema) delle condizioni iniziali non sia risolto: "C'è qualcosa di fondamentalmente sbagliato cercando di spiegare l'uniformità dell'universo primordiale come risultante da un processo di termalizzazione. [...] Perché, se la termalizzazione sta effettivamente facendo qualcosa [...] allora rappresenta un definito aumento dell'entropia. Quindi, l'universo sarebbe sono stati ancora più speciali prima della termalizzazione che dopo." Il problema delle condizioni iniziali specifiche o "regolate" non sarebbe stato risolto; sarebbe peggiorato. In una conferenza nel 2015, Penrose ha affermato che "l'inflazione non è falsificabile, è falsificata. [...] BICEP ha reso un servizio meraviglioso tirando fuori tutti gli inflazionisti dal loro guscio e facendo loro un occhio nero".

Una critica ricorrente all'inflazione è che il campo di inflazione invocato non corrisponde a nessun campo fisico noto e che la sua curva di energia potenziale sembra essere un espediente ad hoc per accogliere quasi tutti i dati ottenibili. Paul Steinhardt , uno dei padri fondatori della cosmologia inflazionistica, è recentemente diventato uno dei suoi critici più acuti. Egli chiama "cattiva inflazione" un periodo di espansione accelerata il cui esito è in conflitto con le osservazioni, e "buona inflazione" compatibile con esse: "Non solo una cattiva inflazione è più probabile di una buona inflazione, ma nessuna inflazione è più probabile di [.. .] Roger Penrose ha preso in considerazione tutte le possibili configurazioni del campo di inflazione e gravitazionale.Alcune di queste configurazioni portano all'inflazione [...] Altre configurazioni portano direttamente a un universo uniforme e piatto, senza inflazione.In generale, è improbabile ottenere un universo piatto. La conclusione scioccante di Penrose, tuttavia, è stata che ottenere un universo piatto senza inflazione è molto più probabile che con l'inflazione - di un fattore 10 alla potenza di googol (da 10 a 100)!" Insieme ad Anna Ijjas e Abraham Loeb , ha scritto articoli sostenendo che il paradigma inflazionistico è in difficoltà alla luce dei dati del satellite Planck . Contro-argomentazioni sono state presentate da Alan Guth , David Kaiser e Yasunori Nomura e da Andrei Linde , affermando che "l'inflazione cosmica è su una base più forte che mai".

Guarda anche

Appunti

Riferimenti

Guth, Alan (1997). L'universo inflazionistico: la ricerca di una nuova teoria delle origini cosmiche . Perseo. ISBN 978-0-201-32840-0.
Hawking, Stephen (1998). Una breve storia del tempo . Bantam. ISBN 978-0-553-38016-3.
Hawking, Stefano; Gary Gibbons (1983). L'Universo Primissimo . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-31677-4.
Kolb, Edoardo; Michael Turner (1988). L'Universo Primordiale . Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5.
Linde, Andrei (2005). Fisica delle particelle e cosmologia inflazionistica . Contemp.concepts Phys . Concetti contemporanei in fisica. 5 . pp. 1–362. arXiv : hep-th/0503203 . Bibcode : 2005hep.th....3203L . ISBN 978-3-7186-0490-6.
Linde, Andrei (2006). "Inflazione e stringa Cosmologia". Progresso di Fisica Teorica Supplemento . 163 : 295-322. arXiv : hep-th/0503195 . Bibcode : 2006PThPS.163..295L . doi : 10.1143/PTPS.163.295 . S2CID 119410403 .
Liddle, Andrea; David Lyth (2000). Inflazione cosmologica e struttura su larga scala . Cambridge. ISBN 978-0-521-57598-0.
Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). "Modelli di fisica delle particelle di inflazione e la perturbazione della densità cosmologica". Rapporti di fisica . 314 (1–2): 1–146. arXiv : hep-ph/9807278 . Bibcode : 1999PhR...314....1L . doi : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 . S2CID 119517140 .
Mukhanov, Viatcheslav (2005). Fondamenti fisici della cosmologia . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56398-7.
Vilenkin, Alex (2006). Molti mondi in uno: la ricerca di altri universi . Hill e Wang. ISBN 978-0-8090-9523-0.
Peebles, PJE (1993). Principi di cosmologia fisica . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8.

link esterno

L'inflazione cosmica è stata il "bang" del Big Bang? , di Alan Guth, 1997
Andrew R Liddle (1999). "Un'introduzione all'inflazione cosmologica". Fisica e Cosmologia delle Alte Energie : 260. arXiv : astro-ph/9901124 . Bibcode : 1999hepc.conf..260L .
aggiornamento 2004 di Andrew Liddle
Covi, Laura (2003). "Stato di cosmologia osservativa e inflazione". Fisica in collisione : 67. arXiv : hep-ph/0309238 . Bibcode : 2003phco.conf...67C .
Lyth, David H. (2003). "Qual è il miglior modello di inflazione?". Fenomenologia delle stringhe 2003 : 260. arXiv : hep-th/0311040 . Bibcode : 2003stph.conf..260L .
La crescita della simmetria dell'inflazione , dicembre 2004
Il diario di bordo di Guth che mostra l'idea originale
WMAP sostiene il caso dell'inflazione cosmica, marzo 2006
Comunicato stampa WMAP della NASA marzo 2006
Il nostro universo matematico di Max Tegmark (2014), "Capitolo 5: Inflazione"

Languages

In other projects