Inflaţia Universului şi adâncul mister al primei secunde

După ce a reuşit să explice remarcabil câteva caracteristici ale Universului în care trăim, cunoscutul model cosmologic cu Big Bang a fost îmbunătăţit, prin adăugarea unei faze inflaţionare. După ce o serie de date obţinute în ultimul deceniu a confirmat o parte dintre predicţiile inflaţiei, au apărut şi rezultate ce arată că şi modelul inflaţiei trebuie să fie îmbunătăţit, dovedind, pentru a câta oară, că drumul ştiinţei către misterul Universului nu are sfârşit.

Potrivit datelor observaţionale, actualul Univers a trebuit să îndeplinească condiţii iniţiale foarte tari, pentru ca, după parcurgerea îndelungatei sale istorii, să atingă prezentul, pe care îl observăm astăzi. Cosmologia clasică şi trei probleme fără răspuns Peste tot, aceeaşi radiaţie Problema omogenităţii şi izotropiei (sau problema orizontului). Cum se explică gradul excesiv de omogenitate şi izotropie al radiaţiei de fond din Univers? „Ecoul“ Big Bang-ului (fotonii eliberaţi de explozie), păstrat în formă radiativă, are aceeaşi valoare, indiferent de direcţia în care se fac măsurătorile. El arată că Universul avea, încă de la început, o anumită temperatură, distribuită uniform. Însă pentru aceasta, condiţiile iniţiale trebuie să fi fost „alese“ cu o precizie greu de imaginat. Nici prea lent, nici prea grăbit Problema platitudinii (the flatness problem). Cum se explică faptul că Universul este atât de apropiat de curbura zero? Dacă rata expansiunii ar fi fost mai mare, materia s-ar fi împrăştiat prea mult şi prea repede, încât gravitaţia nu ar mai fi avut prilejul să o „strângă“ în galaxii. Dacă expansiunea Universului ar fi fost prea lentă, ar fi dat prea mult câştig de cauză gravitaţiei, care ar fi comprimat întreaga materie din Univers, excluzând orice posibilitate de formare a stelelor şi galaxiilor. Totuşi, exapansiunea Universului este foarte bine corelată cu „frâna“ pusă de atracţia gravitaţională. Distribuţie foarte uniformă, dar nu perfectă Problema perturbaţiilor iniţiale (sau problema netezimii, the smoothness problem) vizează originea fluctuaţiilor iniţiale, din care mai apoi s-au dezvoltat galaxiile. Pe de o parte, distribuţia materie-energiei în Universul nostru se dovedeşte a fi remarcabil de uniformă. Însă, dacă distribuţia de materie şi energie ar fi fost prea uniformă, nu ar mai fi existat regiuni în care gravitaţia să „aglomereze“ materia în galaxii. A fost necesar ca în această distribuţie să existe anumite perturbaţii extrem de fine (nu mai mari decât raportul dintre 1 şi 100.000)! ca să se poată forma galaxiile. Scenariul inflaţiei Pe de o parte, modelul cosmologic cu Big Bang reuşeşte să explice remarcabil câteva caracteristici ale Universului (provenienţa radiaţiei de fond, abundenţa materiei, deplasarea spre roşu a radiaţiei luminoase provenite de la stele şi galaxii). În ultimele decenii, în încercarea de a da un răspuns şi problemelor menţionate, modelului cosmologic cu Big Bang i-a fost adăugat un amendament special, o fază inflaţionară. Dacă în scenariul clasic era vorba de o explozie în care spaţiul s-a extins, deodată cu materia-energia, potrivit inflaţiei, într-o fracţiuniune infimă din prima secundă, Universul a avut chiar o expansiune accelerată. De la un bob de grâu la o galaxie într-o fracţiune de secundă Potrivit inflaţiei, trecerea Universului din starea iniţială, cu densitate de energie extrem de mare, spre un stadiu mai puţin fierbinte, nu putea să se petreacă treptat, ci doar printr-un salt, printr-un mecanism accelerat, precum cel al inflaţiei. Când Universul avea 10-35 s (aşadar, o fracţiune infimă din prima secundă), el şi-a mărit raza de la 10-23 cm până la 10 cm, cu 24 de ordine de mărime, de un milion de miliarde de miliarde de ori! (Este ca şi cum am spune că ceva ar creşte de la dimensiunile unei fărâme dintr-un bob de grâu până la diametrul galaxiei noastre!) Un balon prea umflat devine plat Scenariul acesta poate explica, în bună măsură, acordul fin al unora dintre caracteristicile amintite. El permite ca Universul să fi avut, în stadiile preinflaţionare, un interval mai larg de valori ale curburii spaţiului şi chiar anumite neregularităţi, întrucât inflaţia le-ar fi putut mai apoi netezi, cât să ajungă ele cum sunt astăzi. Situaţia este, întrucâtva asemănătoare cu felul cum devin insesizabile curbura şi încreţiturile unui balon ce creşte rapid şi foarte mult. Când el ajunge la dimensiunile Pământului, încreţiturile pe care le avea înainte de creşterea lui sunt netezite de „expansiune“. La fel, suprafaţa lui curbă devine plană, atunci când el ajunge să aibă dimensiuni atât de mari. (Câtă vreme suntem la sol, noi nu distingem nici măcar la orizont curbura Pământului.) Expansiunea accelerată a Universului ar putea deci explica cum astăzi Universul este atât de omogen şi izotrop şi cum geometria spaţiu-timpului a ajuns să fie plată. De asemenea, prin intermediul inflaţiei, multe alte aspecte, aparent disjuncte, pot fi legate între ele. Confirmări experimentale Modelul clasic al inflaţiei a primit o confirmare spectaculoasă în 1992, prin datele obţinute de satelitul COBE (COsmic Backround Explorer). Atunci s-a reuşit identificarea unor „amprente“ specifice în radiaţia de fond, în forma unor fluctuaţii. Datele obţinute au arătat că distribuţia radiaţiei fosile păstrează o anumită amprentă neuniformă (anizotropie), iar variaţiile sunt întocmai cu cele prezise de modelul inflaţiei. Începând cu 2002, în cadrul proiectului „Boomerang“, măsurători de mare precizie, făcute prin intermediul unui balon ridicat în stratosfera Pământului (până la o altitudine de aprox. 40 de km), au confirmat şi ele existenţa fluctuaţiilor. S-au adăugat apoi alte rezultate: în 2003, cele obţinute prin intermediul satelitului WMAP şi în 2006, cele făcute la Atacama Cosmology Telescope. Teoria nu cuprinde misterul Totuşi, inflaţia nu reuşeşte să expliciteze toate trăsăturile remarcabile ale Universului. Chiar acest scenariu cere ca, înainte de debutul inflaţiei, Universul să fie suficient de neted. Pe de altă parte, inflaţia cere şi valori precise pentru doi parametri. Între aceştia, constanta cosmologică trebuie ajustată mai rafinat decât raportul dintre 1 şi 1060. În ansamblu, pentru ca inflaţia să acţioneze conform scenariului, se cere o ajustare a condiţiilor de probabilitate cu cel mult 10-81. O altă caracteristică ce trebuie foarte precis aleasă este chiar cea a inflaţiei. Este vorba de sarcina inflatonului: cu cât este mai mică această sarcină, cu atât mai mare va fi dimensiunea inflaţiei. Pe de altă parte, dacă această sarcină este prea mică, sub o anumită valoare critică, inflaţia nu se va mai produce deloc. În fine, la toate acestea, se adaugă şi alte constrângeri legate de condiţiile iniţiale şi de „parametrii“ inflaţiei, care nu pot fi depăşite complet de modelul inflaţiei. (De exemplu, nu este soluţionată problema cauzelor care au dus la ieşirea din faza inflaţiei.). Prin urmare, şi în cazul scenariului cosmologic cu inflaţie, condiţiile tari nu au fost complet eliminate. Anomalii necunoscute La toate acestea se adaugă rezultatele semnificative obţinute în urmă cu două luni de o echipă de cercetători de la California Institute of Technology. Aceştia au depistat că în radiaţia de fond există anumite neuniformităţi care nu sunt prezise de modelul inflaţiei. Cercetătorii nu cred că aceste anomalii puse în valoare în radiaţia de fond ar putea reprezenta o dovadă că modelul inflaţionar trebuie abandonat, ci chiar o şansă pentru ca el să fie îmbunătăţit. Se speră ca, pe baza acestor anomalii extrem de fine, să se poată face alte descoperiri semnificative cu privire la parametrii inflaţiei. Doar un model bun ce necesită îmbunătăţiri Toate acestea arată, într-un fel, că scenariul inflaţiei reprezintă o teorie pe cale să ofere câteva îmbunătăţiri modelului cosmologic cu Big Bang. Rămâne, de asemenea, remarcabil, faptul că scenariul este sprijinit de numeroase măsurători. Pe de altă parte însă, privit ca demers de lămurire a condiţiile iniţiale care au dat naştere Big Bang-ului, scenariul inflaţiei este încă mult prea departe pentru a lămuri caracteristicile extraordinare ale Universului în care trăim.