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La soluzione del modello "inflazionario"

Nel 1980, il fisico statunitense Alan Guth propose una modifica al modello classico del Big Bang per risolvere due dilemmi cosmologici: il problema dell'"orizzonte cosmologico" e della "piattezza" dell'universo.
La soluzione da lui proposta prende il nome di teoria dell'"inflazione".

L'orizzonte cosmologico e il "modello inflazionario": in ogni istante della storia dell'universo, esiste un raggio caratteristico dell'universo osservabile che corrisponde alla distanza percorsa dalla luce a partire dal Big Bang (ricordiamo che la luce viaggia a una velocità di 300.000 chilometri al secondo, rispetto a qualsiasi osservatore in quiete o in moto con velocità costante!).
Così, per esempio, a 1 secondo dalla nascita del cosmo, il raggio dell'universo osservabile era pari a 300.000 chilometri, cioè qualsiasi osservatore non avrebbe potuto vedere oggetti posti a distanze superiori a 300.000 chilometri, dato il valore finito della velocità della luce! (Per capire meglio il concetto di universo osservabile a un certo istante, basta pensare a una candela accesa all'interno di una grande stanza, inizialmente al buio: essa produrrà una piccola sfera di luce, che illuminerà solo una parte dello spazio circostante, lasciando nel buio il resto della stanza).
Ovviamente, con il passare del tempo, per l'osservatore questo "orizzonte cosmologico" si espande, poiché la luce ha più tempo per percorrere distanze più grandi.
Attualmente, in un cosmo vecchio, si pensa, tra gli 11 e i 15 miliardi di anni, la nostra visione arriva a una distanza tra gli 11 e i 15 miliardi di anni luce, in ogni direzione.
Una conseguenza importante è che se noi non possiamo vedere al di là dell'"orizzonte cosmologico", allora non possiamo essere influenzati da alcun processo fisico originatosi al di là di tale orizzonte.
Regioni dell'universo tra loro molto lontane, ciascuna al di fuori dell'"orizzonte cosmologico" dell'altra, semplicemente non possono conoscere nulla l'una dell'altra, non potendo scambiare alcun tipo di informazione e quindi influenzare le reciproche condizioni fisiche.
Al contrario, se noi osserviamo l'universo in cui viviamo, notiamo che anche se vi sono addensamenti di galassie e regioni relativamente "vuote", l'universo appare nel complesso omogeneo e isotropo. Anche regioni dello spazio al di fuori dei rispettivi "orizzonti cosmologici" sembrano avere proprietà simili. Come hanno fatto a comunicarsi le informazioni necessarie per assumere caratteristiche simili?
Il "modello inflazionario" di A. Guth prevede che nei primi istanti di vita dopo il Big Bang, precisamente dopo 10-35 secondi, l'universo abbia subito una rapidissima espansione, detta "inflazione", che nel giro di pochissime frazioni di secondo ha aumentato le sue dimensioni di un fattore 1050!! In sostanza, la teoria dell'"inflazione" sostiene che in quella infinita frazione di secondo, nell'universo si sia verificata una deflagrazione che ha dilatato il suo diametro in maniera esponenziale (2, 4, 8, 16, ecc..) prima di passare all'espansione lineare (2, 3, 4, 5, ecc..) a cui assistiamo oggi, prevista dalla teoria classica del Big Bang (in altre parole, l'universo non si sta più espandendo in modo inflazionario; la velocità dell'espansione è passata da una fase accelerata a una rallentata dalla gravità, qual è quella che osserviamo oggi).
Di conseguenza, prima della fase inflattiva l'universo era così piccolo che le regioni di spazio che adesso sono al di fuori dei rispettivi "orizzonti cosmologici" potevano trovarsi in contatto! Viene così risolto il problema dell'"orizzonte cosmologico".

Il problema della "piattezza" dell'universo e il "modello inflazionario": il nostro universo è apparentemente "piatto", cioè, sembra avere all'incirca il valore di densità necessario per continuare una lenta espansione all'infinito.
Poichè entrambi i valori della densità media e della densità critica della materia presente nell'universo cambiano nel tempo, avendo subito delle variazioni molto rapide nelle prime fasi evolutive dell'universo, se la densità media fosse stata appena maggiore della densità critica un istante dopo il Big Bang, l'universo sarebbe collassato rapidamente sotto l'azione del suo stesso peso; se fosse stata appena minore l'universo si sarebbe rapidamente espanso all'infinito, raffreddandosi velocemente.
Il fatto che, circa dopo 15 miliardi di anni, il valore di Omega sia ancora prossimo a 1 è un'evidenza del fatto che tale rapporto doveva essere già molto prossimo a 1 subito dopo il Big Bang (il fatto che la densità media dell'universo attuale debba essere uguale al valore della densità media subito dopo il Big Bang è un'assunzione della teoria classica del Big Bang). Ma in che modo ciò è stato possibile? Come risolvere questo problema della "piattezza" dell'universo?
Il "modello inflazionario" risolve anche questo dilemma. La rapida espansione dell'"inflazione" forzò lo spazio a diventare piatto, e di conseguenza il valore di Omega a diventare prossimo a 1 (qualunque fosse stato il suo valore iniziale). In altre parole, la terribile "esplosione" provocata dall'"inflazione" provocò l'appiattimento di qualsiasi curvatura pre-inflazionaria!