Problema dell'orizzonte

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Quando si guarda la radiazione cosmica di fondo, questa proviene da una distanza di 46 miliardi di anni luce, anche se quando la luce fu emessa l'universo era molto più giovane (circa 300 000 anni). In quel tempo la luce avrebbe raggiunto la distanza rappresentata dai cerchi più piccoli. I due punti indicati nel diagramma non erano in grado di entrare in contatto poiché le loro sfere di causalità non si sovrappongono.
La mappa delle fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo, originatasi 380.000 anni dopo il Big Bang, mostra una forte omogeneità.[1][2]

Il problema dell'orizzonte è un problema presente nel modello cosmologico standard del Big Bang che è stato identificato negli anni settanta. In questo problema si mette in evidenza che regioni differenti dell'universo, non entrate mai in contatto l'una con l'altra a causa della grande distanza tra esse, hanno tuttavia la stessa temperatura e altre proprietà fisiche. Questo dovrebbe essere impossibile, dato che lo scambio dell'informazione (o di energia, di calore o di altri parametri fisici) può avvenire solo alla velocità della luce. Il problema dell'orizzonte può essere risolto tramite la teoria inflazionaria e questo problema è uno dei motivi della nascita di questa teoria.[3][4][5][6]

Concetti basilari[modifica | modifica wikitesto]

Quando si guarda il cielo di notte, le distanze tra noi e i vari oggetti ci consentono di vedere quegli oggetti com'erano nel passato. Una galassia distante 10 miliardi di anni luce appare ad un osservatore com'era 10 miliardi di anni fa, perché la luce ha impiegato quel determinato arco di tempo per raggiungerlo. Se l'osservatore vedesse una galassia distante dalla Terra 10 miliardi di anni luce in una determinata direzione, per esempio "ovest", e un'altra alla stessa distanza ma nella direzione opposta, ovvero "est", la distanza totale tra le due galassie è di 20 miliardi di anni luce e, poiché l'universo esiste da circa 14 miliardi di anni, questo vuol dire che la luce della prima galassia non ha ancora raggiunto la seconda. In un senso più generale, ci sono parti dell'universo che sono visibili per un osservatore, ma non lo sono per un altro, al di fuori del rispettivo orizzonte di particella.

Nelle teorie fisiche standard, nessuna informazione[7] può essere trasportata più velocemente della velocità della luce. Riprendendo l'esempio delle galassie, esse non possono aver scambiato nessun tipo di informazione, cioè non sono in rapporto causale tra loro. Ci si potrebbe aspettare quindi che le loro proprietà fisiche possano essere diverse e, più in generale, che l'universo nel suo complesso abbia proprietà diverse in regioni differenti. Al contrario di quanto previsto, l'universo è in realtà estremamente omogeneo. Per esempio, la radiazione cosmica di fondo, che permea tutto l'universo, ha all'incirca la stessa temperatura in ogni punto dello spazio, circa 2,725 K. Le differenze nella temperatura sono così piccole che solo recentemente è stato possibile sviluppare strumenti capaci di misurarle, come la sonda WMAP[1] e la missione Planck Surveyor. Questa prova sperimentale pone un serio problema: se l'universo partì con piccole differenze di temperatura in regioni diverse, non vi è modo che essa si sia potuta livellare ad una temperatura uniforme a partire da questo istante di tempo. La meccanica quantistica richiede che queste differenze esistano a causa del principio di indeterminazione di Heisenberg, che sostanzialmente afferma che non vi è modo di conoscere precisamente quanto valgono tutte le proprietà di un oggetto osservato e non vi è modo che l'universo si sia formato "precisamente" con le stesse proprietà in ogni punto.

L'importanza di questo problema è abbastanza ampia. In base alla teoria del Big Bang, durante la sua espansione, la densità dell'universo è diminuita fino al momento in cui i fotoni e le particelle, non più ostacolati dagli scontri con la materia, si sono potuti disaccoppiare dal plasma, e diffondersi nell'universo come una fiammata di luce. Si ritiene che ciò avvenne circa 380 000 anni dopo il Big Bang, perciò il volume di ogni possibile scambio di informazione sarebbe avvenuto in una sfera di 380 000 anni luce di raggio. Questa ipotesi non si concilia con il fatto che l'Universo ha all'incirca la stessa temperatura in un volume 1088 volte più grande.

Inflazione[modifica | modifica wikitesto]

Schema essenziale dell'evoluzione dell'universo (tempi non in scala):
1 Big Bang
2 Inflazione cosmica
3 Nucleosintesi
4 Formazione delle galassie

La teoria inflazionaria fornisce una soluzione a questo problema (come a molti altri, ad esempio al "problema dell'universo piatto" o "paradosso della piattezza") ipotizzando un'espansione esponenziale (chiamata "inflazione") nei primissimi istanti della storia dell'universo (per la precisione 10-35 secondi dopo il Big Bang).[5] Durante l'inflazione, l'universo si espanse di un fattore enorme.

Se fosse corretta, l'inflazione risolverebbe il problema dell'orizzonte ipotizzando che le proprietà fisiche si livellarono prima del periodo inflazionario, quando la porzione di universo che si sarebbe successivamente espansa fino a diventare oggi il nostro universo osservabile era sufficientemente piccola da essere in rapporto di causalità e pertanto da poter essere sufficientemente omogenea e isotropa. L'inflazione avrebbe poi espanso l'universo molto rapidamente, "bloccando" queste proprietà in tutto lo spazio; a questo punto l'universo avrebbe continuato ad essere quasi perfettamente omogeneo e isotropo, poiché l'informazione necessaria a cambiarlo da quello stato non era più in rapporto di causalità. Nell'era moderna le regioni distanti del cosmo sembrano non essere in rapporto causale, ma esse erano molto più vicine nel passato.

Una conseguenza dell'inflazione cosmica è che le anisotropie nel Big Bang sono state ridotte ma non del tutto eliminate. Le differenze nella temperatura della radiazione cosmica di fondo sono state minimizzate dall'inflazione cosmica, ma continuano ad esistere. La teoria prevede uno spettro per le anisotropie nella radiazione cosmica di fondo che è consistente con le osservazioni dei satelliti WMAP[1], COBE.[8][9] e Planck.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b c Seven-Year Wilson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results (PDF), nasa.gov. URL consultato il 2 dicembre 2010.
  2. ^ Brian Abbott, Microwave (WMAP) All-Sky Survey, Hayden Planetarium, 30 maggio 2007. URL consultato il 13 gennaio 2008.
  3. ^ Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 30, 719 (1979)
  4. ^ A. A. Starobinski, A New Type of Isotropic Cosmological Models Without Singularity in Physics Letters, B91, 24 marzo 1980, pp. 99–102.
  5. ^ a b A. H. Guth, The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems, Phys. Rev. D 23, 347 (1981).
  6. ^ SLAC seminario, 10-35 seconds after the Big Bang, 23rd January, 1980. see Guth (1997), pag 186
  7. ^ In questo contesto "informazione" significa ogni tipo di interazione fisica. Per esempio, il calore fluisce da una regione più calda ad una più fredda e questo in termini fisici è un esempio di scambio di informazione
  8. ^ Boggess, N.W., J.C. Mather, R. Weiss, C.L. Bennett, E.S. Cheng, E. Dwek, S. Gulkis, M.G. Hauser, M.A. Janssen, T. Kelsall, S.S. Meyer, S.H. Moseley, T.L. Murdock, R.A. Shafer, R.F. Silverberg, G.F. Smoot, D.T. Wilkinson, and E.L. Wright, The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch in Astrophysical Journal, vol. 397, nº 2, 1992, p. 420, Bibcode:1992ApJ...397..420B, DOI:10.1086/171797.
  9. ^ Francesco Melchiorri, Bianca O. Melchiorri, Luca Pietranera e B. O. Melchiorri, Fluctuations in the microwave background at intermediate angular scales in The Astrophysical Journal, vol. 250, novembre 1981, pp. L1, Bibcode:1981ApJ...250L...1M, DOI:10.1086/183662. URL consultato il 23 agosto 2011.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]