Com’era il mondo prima del Big Bang

Intervista a Gabriele Veneziano, il padre della teoria delle stringhe, che ha dedicato gran parte della sua vita a studiare il mistero più profondo, quello dell’origine dell’universo.

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Com’era il mondo prima del Big Bang

Intervista a Gabriele Veneziano, il padre della teoria delle stringhe, che ha dedicato gran parte della sua vita a studiare il mistero più profondo, quello dell’origine dell’universo.

L’universo, si sa, è nato 13,8 miliardi di anni fa, con una grande esplosione detta Big Bang. Giusto? Ni. Perché il Big Bang ci fu, questo è sicuro. Però – a parte chiarire che cosa si intende con “grande esplosione” (cosa semplice, ma che non faremo qui) – l’universo non è propriamente nato con il Big Bang: c’era qualcosa prima. Il Big Bang non è stato l’inizio del tempo. A scommetterci è Gabriele Veneziano, fisico teorico al College de France e al Cern di Ginevra, noto per aver avuto nel 1968 un’intuizione – passata alla storia come Ampiezza di Veneziano e celebrata anche dall’artista Anselm Kiefer – che ha portato alla nascita della moderna teoria delle stringhe. Veneziano lavora dagli anni ’90 a un modello cosmologico basato appunto sulla teoria delle stringhe, che consenta di dare ragione del Big Bang e del nostro universo. Lo abbiamo incontrato per chiedergli di aggiornarci sugli sviluppi recenti. «Ci stiamo lavorando proprio in questi giorni», ha esordito con la sua voce pacata, capace però di aprire squarci su scenari inimmaginabili.

Riscrivere l’inizio

Sul fatto che ci fosse qualcosa prima, ormai praticamente tutti i cosmologi sono d’accordo. «Oggi, teorie scientifiche dove tutto è iniziato 13,8 miliardi di anni fa non ne conosco una», sentenzia Gian Francesco Giudice, direttore della Fisica teorica al Cern di Ginevra e autore del libro Prima del Big Bang (Rizzoli). La convinzione comune è che ci sia stato un processo di espansione iperbolica, chiamato inflazione, che ha stirato lo spazio rendendo l’universo che osserviamo oggi omogeneo su larga scala. Quando l’inflazione è terminata, l’universo si è scaldato a temperature elevatissime e ha cominciato a espandersi, ripercorrendo le fasi note della teoria tradizionale del Big Bang. Il momento in cui l’universo si è scaldato viene chiamato reheating, ed è di fatto il “nuovo Big Bang”, come lo considerano i cosmologi, in contrapposizione al “vecchio”, basato sull’idea ormai superata della singolarità iniziale.

L’intervista

Sul fatto che il Big Bang non sia stato l’origine di tutto, ma che sia stato preceduto da una fase di inflazione, insomma, ormai sono tutti d’accordo e vari esperimenti sono in cerca della prova definitiva, tra cui i futuri Simons Observatory in Cile e LiteBIRD in orbita. Su che cosa ci fosse esattamente prima del Big Bang, invece, il terreno è molto più scivoloso. Ci sono molte ipotesi. Quella di Veneziano è una delle più interessanti, perché basata su una teoria di successo – la teoria delle stringhe – che si è affinata nel corso di molti anni e che si sta ancora sviluppando.

Che cos’è cambiato nel nostro modo di vedere il Big Bang?

In passato il Big Bang era visto come una singolarità, cioè una situazione di densità e temperatura infinite, che ci impediva di andare al di là nel tempo. Nella nuova visione, il Big Bang è un momento particolarmente interessante della vita dell’universo, ma non è l’inizio e non c’è niente di catastrofico: la densità è altissima, ma non è infinita, e la temperatura è altissima, ma non è infinita. L’ordine giusto con cui si sono verificati gli eventi è: prima l’inflazione, poi il Big Bang, e non viceversa. Perché c’è bisogno di una fase inflazionaria iniziale per risolvere certi ben noti problemi della vecchia cosmologia; altrimenti sarebbe necessario aggiustare le cose in modo estremamente preciso al Big Bang per spiegare l’universo attuale. Un punto su cui insisto molto è però l’importanza della meccanica quantistica in questa visione cosmologica in cui il Big Bang non è più l’inizio, ma avviene alla fine dell’inflazione.

Il Big Bang è comunque un momento di svolta nella storia dell’universo. Come possiamo pensarlo?

È un momento in cui si passa da un’energia potenziale, quella che determina l’inflazione, alla creazione di particelle ad alta temperatura. Per descrivere quello che accade, spesso ricorro all’immagine di una cascata: all’inizio c’è molta energia potenziale, che a un certo punto si trasforma in energia cinetica (quando l’acqua va giù) e si dissipa producendo calore.

Andiamo allora a quello che c’era prima del Big Bang. L’opinione comune è che l’inflazione sia nata nello spazio vuoto. Quel vuoto primordiale, però, era molto diverso da quello attuale, e per descriverlo con precisione c’è bisogno di una teoria di gravità quantistica, come la teoria delle stringhe. Lei è considerato il padre di questa teoria. Come descriverebbe l’universo prima del Big Bang?

Definire l’inizio della fase inflazionaria non è facile. Ma, effettivamente, nell’ambito delle teorie delle stringhe c’è una possibilità abbastanza motivata di farlo, sulla base di certe simmetrie che ha la teoria stessa. La teoria delle stringhe è un completamento della teoria quantistica dei campi, che la modifica quando si va a scale di lunghezza molto molto piccole. La scala di riferimento è la lunghezza di stringa, che può evolvere nel tempo. Su scale molto maggiori della lunghezza di stringa, vale la teoria quantistica dei campi (cioè la teoria, che unifica meccanica quantistica e relatività ristretta, alla base del Modello Standard delle particelle elementari, ndr).

In che senso, e in che modo, la lunghezza di stringa può cambiare nel tempo?

La lunghezza di stringa è, in realtà, prefissata. Quello che cambia è la costante di accoppiamento tra le stringhe e le interazioni fondamentali. Siccome in teoria delle stringhe le interazioni sono unificate, la forza di gravità, la forza elettromagnetica e le forze nucleari forte e debole sono determinate da un’unica costante. Questa costante però è dinamica, cioè è determinata da una particella, una specie di bosone di Higgs: si chiama dilatone.

Quanto più piccola è la forza, tanto più grande è il rapporto tra la scala della stringa e la scala di Planck. Quindi, se se ne fissa una, l’altra dipende dal valore del campo del dilatone (nella teoria quantistica dei campi, a ogni particella corrisponde un campo e viceversa, ndr).

Tornando al Big Bang, come era allora l’universo prima dell’inflazione?

Il vecchio modello di cosmologia su cui ho lavorato con Maurizio Gasperini (Università di Bari) e con altri collaboratori parte dall’ipotesi che l’universo inizi in modo molto disaccoppiato, cioè con interazioni debolissime. In queste condizioni, è facile risolvere le equazioni della teoria delle stringhe, perché si parte da costante di accoppiamento molto piccola e da una curvatura molto piccola. Poi la costante di accoppiamento e la curvatura evolvono e prendono valori sempre più grandi, finché si arriva alla scala di curvatura della stringa stessa, cioè quando il raggio di curvatura dell’universo è dell’ordine della lunghezza di stringa, e la costante di accoppiamento arriva a valori attuali. A quel punto c’è questa transizione che noi associavamo al Big Bang. Si chiamava modello di pre-Big Bang, perché descriveva questa fase precedente, che tecnicamente parlando era anche inflazionaria, cioè aveva le stesse caratteristiche dell’inflazione più convenzionale.

Alla fine, si può dire che è il dilatone che spinge l’espansione dello spazio durante l’inflazione?

Sì. Le equazioni di Friedmann, che descrivono l’espansione dell’universo, dicono che la curvatura è legata alla costante di Newton moltiplicata per la densità. Nel nostro scenario cresce sia la costante di Newton, sia la densità; quindi cresce anche la curvatura.

E se ne esce con una transizione di fase, il Big Bang. Al Cern di Ginevra è stata trovata evidenza di un’altra transizione di fase avvenuta nell’universo primordiale: quella elettrodebole generata dal bosone di Higgs, che è all’origine della massa di molte particelle. Ci sono analogie tra i due fenomeni?

Sì, e qui veniamo alle novità. Negli ultimi anni alcuni studi, in particolare di Olaf Hohm e Barton Zwiebach, sono riusciti a classificare in modo completo le simmetrie che caratterizzano questa fase di pre-Big Bang. Noi l’avevamo fatto solo nel regime in cui le curvature sono piccole e l’accoppiamento è piccolo. Usando questi nuovi risultati, con Maurizio Gasperini siamo riusciti a vedere che si può effettivamente avere una transizione che connette le due fasi, pre e post Big Bang, attraverso un rimbalzo. Invece di Big Bang preferiamo chiamarlo Big Bounce (“Grande Rimbalzo”). Fino a poco tempo fa non c’erano tecniche per descriverlo; ma grazie a questo avanzamento siamo riusciti a costruire delle soluzioni perfettamente regolari, senza singolarità. Uno degli ostacoli che avevamo sembrerebbe risolto.

Che cosa succede al dilatone durante il Big Bounce?

Finché si è nel regime di piccola costante di accoppiamento, il dilatone si comporta come una particella senza massa. Però quando entra nel regime di grande accoppiamento, con una costante di accoppiamento di ordine 1, che è quella che conosciamo oggi, il dilatone si può stabilizzare, un po’ come fa il campo di Higgs nella transizione elettrodebole. Il campo di Higgs ha un potenziale non banale, per cui ad alta temperatura se ne sta da qualche parte e non è al minimo; quando l’universo si raffredda, trova il suo equilibrio, si stabilizza e crea le masse. Il dilatone fa qualcosa di simile. Cioè nel regime di basso accoppiamento si comporta come un campo senza massa; ma prende massa quando va a finire nel regime di forte costante di accoppiamento.

Però, quando dà la massa alle particelle, il bosone di Higgs condensa. Anche il dilatone condensa?

Sì, si può dire che condensa. Esattamente. Perché prende un valore di aspettazione. Quando condensa al minimo del suo potenziale, il dilatone dà la costante di accoppiamento di tutte le forze. Come il campo di Higgs dà le masse alle particelle, il dilatone dà il valore agli accoppiamenti. Per esempio, fissa quanto vale la costante di Newton e quanto vale la costante di struttura fine (che vale 1/137, ndr). La teoria delle stringhe, se un giorno veramente sarà predittiva e sarà risolta, dovrebbe fornire quel numerino come valore di aspettazione del campo del dilatone. Quello è il candidato.

Come si genera esattamente, allora, l’inflazione?

Il dilatone genera l’inflazione durante la sua evoluzione a partire dal suo valore iniziale, che è molto grande e negativo. La costante di accoppiamento è infatti l’esponenziale del dilatone; quindi a un valore negativo molto basso di quest’ultimo corrisponde una costante di accoppiamento molto piccola. Nel tempo, il dilatone evolve e cresce. E mentre cresce, la costante di accoppiamento cresce, la curvatura cresce e si ha l’inflazione. Quando la costante di accoppiamento diventa dell’ordine dell’unità, il dilatone trova il suo bel potenziale e condensa.

E, condensando, genera il Big Bang, giusto?

Genera la transizione tra la fase inflazionaria e il Big Bang inteso come reheating. È il “rimbalzo”, il rebound.

In questo modo, dunque, il dilatone determina le costanti di accoppiamento delle varie forze (e si risolve un problema del Modello Standard, in cui questi valori paiono arbitrari). Dal Big Bang in poi, però, che succede al dilatone? Rimane fisso, costante nel tempo?

Questa è una domanda molto molto interessante, perché in effetti sembrerebbe quasi un miracolo che se ne stesse lì tranquillo e non si muovesse più. Però se cambiasse, se avesse un’evoluzione anche piccola nel tempo, vorrebbe dire che certe costanti della natura dipenderebbero dal tempo. E ci sono molti esperimenti che fanno vedere che nel nostro passato, anche remoto, invece, certe costanti fisiche sono rimaste costanti. Quindi ci sono dei limiti su quale possa essere stata l’evoluzione del dilatone.

Però se si osservassero piccole variazioni della costante di struttura fine nel tempo, o anche piccole deviazioni dall’universalità della caduta libera, questa sarebbe una prova della teoria delle stringhe.

Il dilatone potrebbe spiegare anche il mistero dell’energia oscura?

Ha colpito proprio nel segno [ride]. In un lavoro con Thibault Damour, un fisico teorico francese che ha contribuito alla scoperta delle onde gravitazionali, avevamo sviluppato un modellino in cui effettivamente l’energia oscura è legata al dilatone. È un modello un po’ diverso da quello standard, in cui il dilatone invece di andare a un valore finito e fermarsi lì, come abbiamo detto, continua a cambiare e da valori molto negativi va a finire a valori molto positivi. Questo limite del dilatone che cresce all’infinito potrebbe essere molto interessante ed è legato a un’idea di Andrej Sacharov che si chiama induced gravity. L’idea è che se si parte da una teoria classica senza la gravità è come avere una descrizione dell’universo (matematicamente, un’azione) in cui manca il termine di Einstein. Però tutti gli effetti quantistici inducono una costante di Newton. Insomma, è come dire che la gravità è un fenomeno quantistico. Uno non la mette nella teoria, ma scaturisce dagli effetti quantistici. Allora, questo limite del dilatone che va all’infinito è lo stesso concetto. Una volta Sacharov venne al Cern e volle vedermi per informarsi sulla teoria delle stringhe. Mi chiese se nella teoria delle stringhe ci fosse una induced gravity. Era molto interessato. Io, però, a quei tempi non ci pensavo; quindi gli risposi di no, che mi sembrava che la gravità ci fosse ab initio. E solo vari anni dopo, quando Sacharov era ormai morto, mi accorsi che c’è questo limite della teoria delle stringhe che concretizza proprio la sua idea.

Nella teoria delle stringhe, tra le particelle ancora da scoprire, c’è solo il dilatone?

No, c’è anche un assione. E ci sono anche altri campi scalari che tra l’altro, se non condensano, cioè se non si bloccano al minimo di un potenziale, possono generare anch’essi delle variazioni delle costanti naturali.

Torniamo al pre-Big Bang. La teoria delle stringhe dice qualcosa su come potrebbe nascere il tempo?

Su questo ho idee abbastanza convenzionali. So che si parla di un tempo che scaturisce in modo emergente, io la vedo un po’ diversamente. La teoria in genere parte dalle coordinate delle stringhe, temporali e spaziali. C’è la coordinata della stringa che si muove nel tempo e descrive una superficie.

Quindi nella teoria lo spazio-tempo esiste da sempre, a priori

Sì. Quello che ho potuto vedere, in alcuni studi, è che – proprio perché la stringa ha dimensioni finite – non è possibile misurare distanze spaziali e forse anche intervalli temporali che siano più piccoli di questa scala. Con alcuni collaboratori, abbiamo introdotto un Principio di Indeterminazione Generalizzato (GUP), che aggiunge al Principio di Indeterminazione di Heisenberg anche l’impossibilità di misurare distanze troppo piccole. Questo ha dato luogo a molti lavori. Quindi il mio punto di vista è questo: finché non siamo in un regime in cui domina la lunghezza di stringa rispetto ad altre scale, possiamo vivere tranquillamente con i nostri concetti usuali di spazio e di tempo. Però quando siamo a scale di curvatura e di temperatura al di sopra di un certo valore critico, a quel punto la stringa interviene con il suo nuovo principio di indeterminazione e fa sì che non sia più possibile misurare intervalli di tempo più piccoli. È come se lo spazio-tempo diventasse discreto: ci sono solo incrementi discreti possibili. Insomma, è una specie di quantizzazione dello spazio e del tempo. In certi regimi, lo spazio-tempo continuo non è una buona descrizione di quello che sta succedendo.

Insomma, c’è stato un pre-Big Bang in cui lo spazio-tempo era piatto ed esteso, più o meno come oggi. Poi c’è stata una contrazione, si è passati per una fase di ultracompressione con condizioni estreme quantistiche e infine lo spazio-tempo è tornato a espandersi come prima.

Sì.

Quindi non c’è stato un inizio del tempo?

Non ci sarebbe stato un inizio. Il fatto di partire da uno spazio-tempo piatto, con costante di accoppiamento piccola, risolve anche un problema noto come problema trans-Planckiano, cioè il fatto che quando si va indietro nel tempo, se si riporta per esempio la scala di una galassia all’inizio dell’inflazione, diventa una scala sub-Planckiana (cioè inferiore alla lunghezza di Planck, che è la lunghezza minima concepibile in natura, ndr). Ma questo è un problema: come si fa a descrivere questo inizio? Ecco, questo tipo di problemi non esiste nel nostro modello, proprio per il fatto che la fase iniziale non è affatto sub-Planckiana.

Però questo vuol dire che prima potrebbe esserci stata qualsiasi cosa, andando indietro all’infinito nel tempo.

Sì, certo.

Continua a essere spostato all’indietro nel tempo il problema dell’origine di tutto.

Sì, questo è vero.

E allora non sono vere e proprie condizioni iniziali.

Diciamo che è modello basato sul fatto che l’universo sia iniziato nel modo più semplice possibile, cioè molto piatto e con pochissimo accoppiamento.

Ed entropia bassa

Entropia molto bassa. Ottimo. Si può vedere facilmente come l’entropia venga generata di nuovo attraverso la generazione di particelle. Questo universo diventa sempre più curvo, genera e crea particelle e al bounce è caldo.

Però, se nasce con entropia bassa, non è un universo improbabile?

Effettivamente [ride], se vogliamo sì. Quello che mi piace è che nel momento del bounce si vede che si satura un certo limite teorico sull’entropia. Ci sono varie proposte in fisica sui limiti massimi dell’entropia (limite di Bekenstein, limite olografico eccetera) e la cosa interessante è questa, che all’inizio l’entropia era molto bassa. In un certo senso è quasi tautologico; perché, siccome l’entropia aumenta, all’inizio deve esser bassa.

Però questo sembra lo stesso problema che aveva la teoria originaria del Big Bang: quello di spiegare l’origine della bassa entropia iniziale.

Quello che è interessante è che l’entropia al momento del bounce o del Big Bang sembra massimizzare questi limiti. Allora si potrebbe pensare: se l’entropia è già massimizzata, come faccio ad andare avanti? E la cosa interessante è che questi limiti dell’entropia non sono limiti fissati, sono legati alla geometria dello spazio-tempo. Cioè, bisogna avere un certo numero di gradi di libertà, di entropia per volume di Hubble. Allora, quando l’universo si espande e diventa sempre meno curvo, il volume di Hubble aumenta e aumenta anche il limite superiore accettabile per l’entropia. Quindi si parte da uno stato massimamente entropico, però l’evoluzione dell’universo fa sì che sia possibile aumentare ancora di più l’entropia, perché aumenta il limite. Tanto è vero che oggigiorno siamo molto lontani dal saturare questo limite. Però la cosa interessante è che al bounce sarebbe già stato saturato, e in un certo senso il bounce avviene perché, se non avvenisse, si andrebbe al di là del limite. Cioè ci sono argomenti entropici per dire che la transizione deve avvenire: si parte da un universo in cui il raggio di Hubble è sempre più piccolo, si passa attraverso il bounce in cui raggiunge il suo minimo, e si arriva al post-Big Bang in cui aumenta.

Tornando al nostro universo, resta una questione: che cosa c’è oltre l’orizzonte visibile?

Normalmente ci si aspetterebbe che l’universo fosse molto più grande di quello che osserviamo. Nel nostro scenario dipende molto da che cosa è successo durante la fase iniziale. Con Damour avevamo avanzato l’idea che questa fase iniziale assomigliasse al collasso gravitazionale di un buco nero enorme, e che l’universo che emerge da questa fase possa essere molto più grande dell’universo osservabile. In questo schema, ci potrebbero essere molti universi paralleli, tutti sconnessi tra loro da un punto di vista spazio-temporale, nel senso che sarebbe impossibile entrare in comunicazione con loro.

I vari universi nascono da buchi neri diversi nel cosmo primordiale, cioè pre-Big Bang, giusto?

Sì.

E sono tutti come il nostro, o potrebbero avere caratteristiche diverse?

Potrebbero anche avere leggi della fisica diverse. Nello scenario che abbiamo sviluppato alla fine degli anni ’90, c’è uno stato iniziale che descriviamo come un mare caotico di onde dilatoniche e gravitazionali. Questo stato iniziale tende a evolversi verso formazione di buchi neri; ma questo può avvenire in punti e in momenti diversi. All’interno dell’orizzonte di ciascun buco nero può nascere un Big Bang.

E ciascuno corrisponde a un universo.

Sì.

Ma allora anche i buchi neri nel nostro universo possono generare un Big Bang?

Non proprio. All’interno di ogni universo si possono formare buchi neri astrofisici, di tipo più convenzionale.

Qual è allora la particolarità dei buchi neri pre-Big Bang?

La cosa importante è che hanno un orizzonte. E all’interno dell’orizzonte la geometria dello spazio-tempo è di tipo inflazionario. Così si evita la singolarità che hanno i buchi neri più convenzionali, quelli astrofisici. Questo è il punto, se nella teoria di stringa c’è veramente questa singolarità. Quindi, se la stringa è così brava da eliminare queste singolarità, allora c’è la possibilità che da un buco nero nel pre-Big Bang nasca attraverso un rebound il nostro universo. Ma siccome questa formazione di buchi neri primordiali è un processo stocastico, che può avvenire in qualunque punto e qualunque istante, ci si aspetterebbe in generale di averne tanti e qui giocherebbe un principio antropico: noi esistiamo in quell’universo che ha certe caratteristiche adatte a noi. Poi magari al di là, ma molto molto lontano da noi, in luoghi disconnessi, potrebbero esistere altri universi, altre dimensioni… nella teoria delle stringhe ci sono anche tutte le dimensioni nascoste. Anche quelle possono cambiare, perché ci sono varie configurazioni in cui possono trovarsi.

Un processo come l’inflazione può avere un impatto sulle dimensioni nascoste?

Sì. Ci sono tanti possibili vuoti per la teoria delle stringhe, e con l’inflazione eterna si possono avere varie realizzazioni della teoria stessa (l’inflazione eterna è lo scenario appena descritto, di un vuoto primordiale dalle cui fluttuazioni nascono nuovi universi, ndr).

Come si può trovare una controprova sperimentale di queste idee?

Per esempio, attraverso la radiazione cosmica di fondo. Il nostro vecchio modello pre-Big Bang ha uno spettro di perturbazioni gravitazionali blu, cioè spostato verso le alte frequenze, e ci aspettiamo poca polarizzazione della radiazione di fondo. La polarizzazione di tipo B, che si sta cercando come prova dell’inflazione, in questo scenario sarebbe inosservabile. Negli studi più recenti, però, sembra esserci la possibilità di usare la teoria delle stringhe per innescare un’inflazione più standard, quindi la polarizzazione sarebbe misurabile.

Anche le onde gravitazionali potrebbero dare una risposta?

Anche in questo caso, se ci si riallaccia a un’inflazione standard, allora si avrebbero le previsioni standard anche per il fondo di onde gravitazionali. Invece nel vecchio modello di gravità, in cui si fa a meno dell’inflazione standard, lì effettivamente non ci dovrebbe essere polarizzazione osservabile. Il vecchio modello aveva comunque un vantaggio: prevedeva un meccanismo per produrre campi magnetici su scale extragalattiche. Questi campi magnetici si rilevano nelle osservazioni astronomiche, ma sono un po’ misteriosi, perché è difficile trovare qualcosa che li generi. Perché si formino, ci sarebbe bisogno di un minimo di semi iniziali, che poi si amplificano. Nel vecchio modello, proprio a causa del dilatone, si riuscirebbe a spiegare il meccanismo che genera questi semi primordiali di campi magnetici. Il dilatone, infatti, controlla la costante di accoppiamento elettromagnetico, e quindi la sua rapida variazione nel tempo, durante l’inflazione, genera campi elettromagnetici nello stesso modo in cui genera le perturbazioni della metrica, della densità e della curvatura. Questa è proprio una specificità del modello, perché invece nella tradizionale teoria quantistica dei campi la costante di accoppiamento elettromagnetica è fissata. Quindi ci sono alcuni possibili test.

Questo scenario che abbiamo esaminato è l’unico in teoria delle stringhe?

Ci possono essere anche altri scenari. Quello di cui abbiamo parlato, e che ho studiato per molti anni, non è l’unico modello, ma direi che è il più semplice. Estrae giusto le informazioni dovute a queste nuove simmetrie per dire: se c’è questa soluzione dopo il Big Bang (cioè l’universo che conosciamo), ce ne dovrebbe essere una duale nella fase antecedente. La simmetria trasforma una soluzione nell’altra, e in entrambe il dilatone svolge un ruolo centrale. Se il dilatone è costante oggi, non poteva essere costante prima. Questo è intrinseco in questa trasformazione. Sono due fisiche diverse ma connesse dal fatto che c’è una simmetria nelle equazioni.

Ci sono però anche modelli ciclici, chiamati di universo ecpirotico. È chiaro che ci sono tante idee in giro e probabilmente sono tutte sbagliate. Però ci sono anche questi concetti più generali per i quali veramente ci metto la mano sul fuoco: bisogna scordarsi l’idea del vecchio Big Bang, perché confonde solo le idee. Quello che noi osserviamo oggigiorno non ha nulla a che vedere con l’inizio. Ha a che vedere con la fine dell’inflazione.

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