Multiverso di Livello II: Inflazione Caotica e Bolle Post-Inflazionistiche

Se pensavi che il multiverso di Livello I fosse vasto e difficile da accettare, prova a immaginare un insieme infinito di multiversi distinti, alcuni forse con dimensionalità e costanti fisiche differenti. Questo è ciò che viene predetto dalla teoria attualmente popolare dell'inflazione caotica, e ci riferiremo ad essa come il multiverso di Livello II. Questi altri domini sono più che infinitamente lontani nel senso che non ci arriveresti mai anche se viaggiassi alla velocità della luce per sempre. La ragione è che lo spazio tra il nostro multiverso di Livello I e i suoi vicini è ancora in fase di inflazione, il che continua a espanderlo e a creare più volume più velocemente di quanto tu possa attraversarlo. Al contrario, potresti viaggiare verso un universo di Livello I arbitrariamente distante se fossi paziente e l'espansione cosmica decelerasse. (Le prove astronomiche suggeriscono che l'espansione cosmica sta attualmente accelerando. Se questa accelerazione continua, allora anche gli universi paralleli di livello I rimarranno per sempre separati, con lo spazio intermedio che si espande più velocemente di quanto la luce possa viaggiare attraverso di esso. La giuria è ancora fuori, tuttavia, con modelli popolari che prevedono che l'universo alla fine smetterà di accelerare e forse anche di ricollassare.)

Negli anni '70, il modello del Big Bang si era dimostrato una spiegazione di grande successo per la maggior parte della storia del nostro universo. Aveva spiegato come una palla di fuoco primordiale si fosse espansa e raffreddata, sintetizzando elio e altri elementi leggeri durante i primi minuti, diventando trasparente dopo 400.000 anni rilasciando la radiazione cosmica di fondo a microonde, e gradualmente diventando più grumosa a causa del raggruppamento gravitazionale, producendo galassie, stelle e pianeti. Tuttavia, sono rimaste domande inquietanti su ciò che è successo all'inizio. Qualcosa è apparso dal nulla? Dove sono tutte le particelle superpesanti conosciute come monopoli magnetici che la fisica delle particelle prevede debbano essere create all'inizio (il “problema del monopolo”)? Perché lo spazio è così grande, così vecchio e così piatto, quando le condizioni iniziali generiche prevedono che la curvatura cresca nel tempo e la densità si avvicini a zero o all'infinito dopo un ordine di 10−42 secondi (il “problema della piattezza”)? Quale cospirazione ha fatto sì che la temperatura della CMB fosse quasi identica in regioni dello spazio che non sono mai state in contatto causale (il “problema dell'orizzonte”)? Quale meccanismo ha generato le fluttuazioni del seme a livello 10−5 da cui è cresciuta tutta la struttura?

Un processo noto come inflazione può risolvere tutti questi problemi in un colpo solo (vedi le recensioni di Guth & Steinhardt 1984 e Linde 1994), ed è quindi emerso come la teoria più popolare di ciò che è successo molto presto. L'inflazione è un rapido allungamento dello spazio, che diluisce monopoli e altri detriti, rendendo lo spazio piatto e uniforme come la superficie di un pallone in espansione, e allungando le fluttuazioni quantistiche del vuoto in fluttuazioni di densità macroscopicamente grandi che possono seminare la formazione di galassie. Dalla sua nascita, l'inflazione ha superato test aggiuntivi: le osservazioni della CMB hanno trovato che lo spazio è estremamente piatto e hanno misurato che le fluttuazioni del seme hanno uno spettro approssimativamente invariante di scala senza una componente sostanziale di onde gravitazionali, il tutto in perfetto accordo con le previsioni inflazionistiche.

L'inflazione è un fenomeno generale che si verifica in un'ampia classe di teorie delle particelle elementari. Nel modello popolare noto come inflazione caotica, l'inflazione termina in alcune regioni dello spazio consentendo la vita come la conosciamo, mentre le fluttuazioni quantistiche fanno sì che altre regioni dello spazio si gonfino ancora più velocemente. In sostanza, una bolla inflazionistica fa germogliare altre bolle inflazionistiche, che a loro volta ne producono altre in una reazione a catena senza fine. Le bolle in cui l'inflazione è terminata sono gli elementi del multiverso di Livello II. Ognuna di queste bolle è di dimensioni infinite (sorprendentemente, è stato dimostrato che l'inflazione può produrre un multiverso di Livello I infinito anche in una bolla di volume spaziale finito, grazie a un effetto per cui le direzioni spaziali dello spaziotempo si curvano verso la direzione temporale (infinita) (Bucher & Spergel 1999).), eppure ci sono infinite bolle poiché la reazione a catena non finisce mai. Infatti, se questa crescita esponenziale del numero di bolle è andata avanti per sempre, ci sarà un'infinità innumerevole di tali universi paralleli (la stessa infinità di quella assegnata all'insieme dei numeri reali, diciamo, che è maggiore di quella dell'insieme [infinito numerabile] degli interi). In questo caso, non c'è nemmeno un inizio del tempo e nessun Big Bang assoluto: c'è, c'era e ci sarà sempre un numero infinito di bolle inflazionistiche e regioni post-inflazionistiche come quella in cui abitiamo, formando un modello frattale.

L'opinione prevalente è che la fisica che osserviamo oggi sia semplicemente un limite di bassa energia di una teoria molto più simmetrica che si manifesta a temperature estremamente elevate. Questa teoria fondamentale sottostante può essere a 11 dimensioni, supersimmetrica e coinvolgere una grande unificazione delle quattro forze fondamentali della natura. Una caratteristica comune in tali teorie è che l'energia potenziale del(i) campo(i) che guidano l'inflazione ha diversi minimi diversi (a volte chiamati “stati di vuoto”), corrispondenti a diversi modi di rompere questa simmetria e, di conseguenza, a diversa fisica a bassa energia. Ad esempio, tutte tranne tre dimensioni spaziali potrebbero essere arricciate (“compattate”), risultando in uno spazio effettivamente tridimensionale come il nostro, oppure un numero inferiore potrebbe arricciarsi lasciando uno spazio a 7 dimensioni. Le fluttuazioni quantistiche che guidano l'inflazione caotica potrebbero causare una diversa rottura della simmetria in diverse bolle, risultando in diversi membri del multiverso di Livello II con diversa dimensionalità. Molte simmetrie osservate nella fisica delle particelle derivano anche dal modo specifico in cui la simmetria viene rotta, quindi potrebbero esserci universi paralleli di Livello II dove ci sono, diciamo, due piuttosto che tre generazioni di quark.

Oltre a tali proprietà discrete come la dimensionalità e le particelle fondamentali, il nostro universo è caratterizzato da un insieme di numeri adimensionali noti come costanti fisiche. Esempi includono il rapporto massa elettrone/protone mp /me ≈ 1836 e la costante cosmologica, che sembra essere circa 10−123 nelle cosiddette unità di Planck. Esistono modelli in cui anche tali parametri continui possono variare da una bolla post-inflazionistica all'altra. (Sebbene le equazioni fondamentali della fisica siano le stesse in tutto il multiverso di Livello II, le equazioni effettive approssimative che governano il mondo a bassa energia che osserviamo differiranno. Ad esempio, il passaggio da uno spazio tridimensionale a uno spazio quadridimensionale (non compattato) cambia l'equazione della forza gravitazionale osservata da una legge del quadrato inverso a una legge del cubo inverso. Allo stesso modo, rompere le simmetrie sottostanti della fisica delle particelle in modo diverso cambierà la formazione delle particelle elementari e le equazioni effettive che le descrivono. Tuttavia, ci riserveremo i termini “equazioni diverse” e “ leggi diverse della fisica” per il multiverso di Livello IV, dove sono le equazioni fondamentali piuttosto che quelle effettive a cambiare.)

Il multiverso di Livello II è quindi probabilmente più diversificato del multiverso di Livello I, contenente domini in cui non solo le condizioni iniziali differiscono, ma forse anche la dimensionalità, le particelle elementari e le costanti fisiche differiscono.

Prima di andare avanti, commentiamo brevemente alcune nozioni di multiverso strettamente correlate. Prima di tutto, se può esistere un multiverso di Livello II, che si auto-riproduce eternamente in un modello frattale, allora potrebbero esserci molti altri multiversi di Livello II completamente disconnessi. Tuttavia, questa variante sembra essere non testabile, poiché non aggiungerebbe mondi qualitativamente diversi né altererebbe la distribuzione di probabilità per le loro proprietà. Tutte le possibili condizioni iniziali e le rotture di simmetria sono già realizzate all'interno di ciascuna di esse.

Un'idea proposta da Tolman e Wheeler e recentemente elaborata da Steinhardt & Turok (2002) è che il multiverso (di Livello I) è ciclico, attraversando una serie infinita di Big Bang. Se esiste, l'insieme di tali incarnazioni formerebbe anche un multiverso, probabilmente con una diversità simile a quella del Livello II.

Un'idea proposta da Smolin (1997) coinvolge un insieme simile nella diversità a quello del Livello II, ma che muta e fa germogliare nuovi universi attraverso i buchi neri piuttosto che durante l'inflazione. Questo prevede una forma di selezione naturale che favorisce gli universi con la massima produzione di buchi neri.

Negli scenari del mondo delle brane, un altro mondo tridimensionale potrebbe essere letteralmente parallelo al nostro, semplicemente spostato in una dimensione superiore. Tuttavia, non è chiaro se un tale mondo (“brana”) meriti di essere chiamato un universo parallelo separato dal nostro, poiché potremmo essere in grado di interagire con esso gravitazionalmente tanto quanto facciamo con la materia oscura.

Ai fisici non piacciono le coincidenze inspiegabili. Infatti, le interpretano come prove che i modelli sono esclusi. Nella sezione I C, abbiamo visto come il modello dell'universo aperto è stato escluso con una confidenza del 99,9% perché implica che il modello osservato di fluttuazioni della CMB è estremamente improbabile, una coincidenza su mille che si verifica solo nello 0,1% di tutti i volumi di Hubble.

Supponi di fare il check-in in un hotel, ti viene assegnata la stanza 1967 e, sorpreso, noti che questo è l'anno in cui sei nato. Dopo un momento di riflessione, concludi che non è poi così sorprendente, dato che l'hotel ha molte stanze e che non staresti avendo questi pensieri se ti fosse stata assegnata un'altra stanza. Quindi ti rendi conto che anche se non sapessi nulla degli hotel, avresti potuto dedurre l'esistenza di altre stanze d'albergo, perché se ci fosse solo un numero di stanza nell'intero universo, ti ritroveresti con una coincidenza inspiegabile.

Come esempio più pertinente, considera M , la massa del Sole. M influisce sulla luminosità del Sole e, utilizzando la fisica di base, si può calcolare che la vita come la conosciamo sulla Terra è possibile solo se M si trova nell'intervallo ristretto 1,6 × 1030 kg − 2,4 × 1030 kg — altrimenti il clima della Terra sarebbe più freddo che su Marte o più caldo che su Venere. Il valore misurato è M ∼ 2,0 × 1030 kg. Questa apparente coincidenza dei valori M abitabili e osservati può sembrare inquietante dato che i calcoli mostrano che le stelle nell'intervallo di massa molto più ampio M ∼ 1029 kg − 1032 kg possono esistere. Tuttavia, proprio come nell'esempio dell'hotel, possiamo spiegare questa apparente coincidenza se c'è un insieme e un effetto di selezione: se ci sono infatti molti sistemi solari con una gamma di dimensioni della stella centrale e delle orbite planetarie, allora ovviamente ci aspettiamo di trovarci a vivere in uno di quelli abitabili.

Più in generale, l'apparente coincidenza dei valori abitabili e osservati di alcuni parametri fisici può essere presa come prova dell'esistenza di un insieme più ampio, di cui ciò che osserviamo è semplicemente un membro tra molti (Carter 1973). Sebbene l'esistenza di altre stanze d'albergo e sistemi solari sia incontestabile e confermata osservativamente, quella degli universi paralleli non lo è, poiché non possono essere osservati. Tuttavia, se si osserva una messa a punto fine, si può sostenere la loro esistenza usando la stessa identica logica di sopra. Infatti, ci sono numerosi esempi di messa a punto fine che suggeriscono universi paralleli con altre costanti fisiche, sebbene il grado di messa a punto fine sia ancora oggetto di un attivo dibattito e dovrebbe essere chiarito da calcoli aggiuntivi — vedi Rees (2002) e Davies (1982) per resoconti popolari e Barrow & Tipler (1986) per dettagli tecnici.

Ad esempio, se la forza elettromagnetica fosse indebolita di un semplice 4%, allora il Sole esploderebbe immediatamente (il diprotone avrebbe uno stato legato, il che aumenterebbe la luminosità solare di un fattore 1018 ). Se fosse più forte, ci sarebbero meno atomi stabili. Infatti, la maggior parte, se non tutti, i parametri che influenzano la fisica a bassa energia appaiono messi a punto a un certo livello, nel senso che cambiarli di modeste quantità si traduce in un universo qualitativamente diverso.

Se l'interazione debole fosse sostanzialmente più debole, non ci sarebbe idrogeno in giro, poiché sarebbe stato convertito in elio poco dopo il Big Bang. Se fosse molto più forte o molto più debole, i neutrini provenienti da un'esplosione di supernova non riuscirebbero a spazzare via le parti esterne della stella, ed è dubbio che elementi pesanti che supportano la vita sarebbero mai in grado di lasciare le stelle dove sono stati prodotti. Se i protoni fossero più pesanti dello 0,2%, decadrebbero in neutroni incapaci di trattenere gli elettroni, quindi non ci sarebbero atomi stabili in giro. Se il rapporto massa protone-elettrone fosse molto più piccolo, non potrebbero esserci stelle stabili, e se fosse molto più grande, non potrebbero esserci strutture ordinate come cristalli e molecole di DNA.

Le discussioni sulla messa a punto fine spesso si scaldano quando qualcuno menziona la “parola con la A”, antropico. L'autore ritiene che le discussioni sul cosiddetto principio antropico abbiano generato più calore che luce, con molte definizioni e interpretazioni diverse di cosa significhi. L'autore non è a conoscenza di nessuno che non sia d'accordo con quello che potrebbe essere definito MAP, il principio antropico minimalista: • MAP: Quando si testano teorie fondamentali con dati osservativi, ignorare gli effetti di selezione può dare conclusioni errate.

Questo è ovvio dai nostri esempi sopra: se trascurassimo gli effetti di selezione, saremmo sorpresi di orbitare attorno a una stella pesante come il Sole, poiché quelle più leggere e più fioche sono molto più abbondanti. Allo stesso modo, MAP dice che il modello di inflazione caotica non è escluso dal fatto che ci troviamo a vivere nella minuscola frazione di spazio dove l'inflazione è terminata, poiché la parte inflazionistica è inabitabile per noi. Fortunatamente, gli effetti di selezione non possono salvare tutti i modelli, come sottolineato un secolo fa da Boltzmann. Se l'universo fosse in equilibrio termico classico (morte termica), le fluttuazioni termiche potrebbero ancora far sì che gli atomi si assemblino casualmente per creare brevemente un osservatore consapevole come te una volta ogni tanto, quindi il fatto che tu esista proprio ora non esclude il modello cosmologico della morte termica. Tuttavia, statisticamente dovresti aspettarti di trovare il resto del mondo in un casino ad alta entropia piuttosto che nello stato ordinato a bassa entropia che osservi, il che esclude questo modello.

Il modello standard della fisica delle particelle ha 28 parametri liberi e la cosmologia può introdurne di indipendenti aggiuntivi. Se viviamo davvero in un multiverso di Livello II, allora per quei parametri che variano tra gli universi paralleli, non saremo mai in grado di prevedere i nostri valori misurati dai primi principi. Possiamo semplicemente calcolare le distribuzioni di probabilità per ciò che dovremmo aspettarci di trovare, tenendo conto degli effetti di selezione. Dovremmo aspettarci di trovare tutto ciò che può variare attraverso l'insieme come generico come è coerente con la nostra esistenza. Come dettagliato nella Sezione V, questo problema di cosa sia “generico” e, più specificamente, come calcolare le probabilità in fisica, sta emergendo come un problema imbarazzantemente spinoso.