Inflación eterna

La inflación, o teoría del universo inflacionario, se desarrolló originalmente como una forma de superar los pocos problemas que aún persistían en lo que, por lo demás, se consideraba una teoría cosmológica exitosa: el modelo del Big Bang.

En 1979, Alan Guth introdujo el modelo inflacionario del universo para explicar por qué el universo es plano y homogéneo (lo que se refiere a la distribución uniforme de la materia y la radiación a gran escala). ^{[ 4 ]} La idea básica era que el universo experimentó un período de expansión acelerada unos instantes después del Big Bang. Propuso un mecanismo para el inicio de la inflación: la energía del falso vacío . Guth acuñó el término "inflación" y fue el primero en discutir la teoría con otros científicos de todo el mundo.

La formulación original de Guth era problemática, ya que no existía una manera consistente de poner fin a la época inflacionaria y llegar al universo caliente, isotrópico y homogéneo que observamos hoy. Si bien el falso vacío podía desintegrarse en "burbujas" vacías de "vacío verdadero" que se expandían a la velocidad de la luz, estas burbujas vacías no podían coalescer para recalentar el universo, porque no podían seguir el ritmo del universo inflado restante.

En 1982, este " problema de salida elegante " fue resuelto independientemente por Andrei Linde y por Andreas Albrecht y Paul J. Steinhardt, ^{[ 5 ]} quienes demostraron cómo terminar la inflación sin crear burbujas vacías y, en cambio, llegar a un universo caliente en expansión. La idea básica era lograr una "expansión lenta" continua, o evolución gradual, desde un falso vacío hasta uno verdadero, sin crear burbujas. El modelo mejorado se denominó "nueva inflación".

En 1983, Paul Steinhardt fue el primero en demostrar que esta "nueva inflación" no tiene por qué terminar en todas partes. ^{[ 1 ]} En cambio, podría terminar solo en una región finita o en una burbuja caliente llena de materia y radiación, y que la inflación continúa en la mayor parte del universo, produciendo burbuja caliente tras burbuja caliente en el proceso. Alexander Vilenkin demostró que, cuando se incluyen adecuadamente los efectos cuánticos, esto es en realidad genérico para todos los nuevos modelos de inflación. ^{[ 2 ]}

Utilizando ideas introducidas por Steinhardt y Vilenkin, Andrei Linde publicó en 1986 un modelo alternativo de inflación que empleaba estas ideas para proporcionar una descripción detallada de lo que se conoce como la teoría de la inflación caótica o inflación eterna. ^{[ 6 ]}

La nueva inflación no produce un universo perfectamente simétrico debido a las fluctuaciones cuánticas que ocurren durante la inflación. Estas fluctuaciones provocan que la densidad de energía y materia sea diferente en distintos puntos del espacio.

Las fluctuaciones cuánticas en el hipotético campo inflatón producen cambios en la tasa de expansión que son responsables de la inflación eterna. Aquellas regiones con una tasa de inflación más alta se expanden más rápido y dominan el universo, a pesar de la tendencia natural de la inflación a terminar en otras regiones. Esto permite que la inflación continúe indefinidamente, produciendo una inflación futura-eterna. Como ejemplo simplificado, supongamos que durante la inflación, la tasa de decaimiento natural del campo inflatón es lenta en comparación con el efecto de la fluctuación cuántica. Cuando un miniuniverso se infla y se "autorreproduce" en, digamos, veinte miniuniversos causalmente desconectados del mismo tamaño que el miniuniverso original, tal vez nueve de los nuevos miniuniversos tendrán un valor promedio del campo inflatón mayor, en lugar de menor, que el miniuniverso original, porque se inflaron a partir de regiones del miniuniverso original donde la fluctuación cuántica impulsó el valor del inflatón más de lo que la lenta tasa de decaimiento de la inflación lo redujo. Originalmente había un miniuniverso con un valor de inflatón dado; ahora hay nueve miniuniversos que tienen un valor de inflatón ligeramente mayor. (Por supuesto, también existen once miniuniversos donde el valor del inflatón es ligeramente inferior al original). Cada miniuniverso con un valor de campo de inflatón mayor reinicia una ronda similar de autorreproducción aproximada dentro de sí mismo. (Los miniuniversos con valores de inflatón más bajos también pueden reproducirse, a menos que su valor de inflatón sea lo suficientemente pequeño como para que la región salga de la inflación y cese la autorreproducción). Este proceso continúa indefinidamente; nueve miniuniversos con alto inflatón podrían convertirse en 81, luego en 729... Por lo tanto, existe una inflación eterna. ^{[ 7 ]}

En 1980, Viatcheslav Mukhanov y Gennady Chibisov ^{[ 8 ] [ 9 ]} sugirieron, en el contexto de un modelo de gravedad modificada de Alexei Starobinsky ^{[ 10 ],} que las fluctuaciones cuánticas podrían ser semillas para la formación de galaxias.

En el contexto de la inflación, las fluctuaciones cuánticas se analizaron por primera vez en el Taller Nuffield de tres semanas sobre el Universo Muy Temprano de 1982 en la Universidad de Cambridge. ^{[ 11 ]} La fuerza promedio de las fluctuaciones fue calculada por primera vez por cuatro grupos que trabajaron por separado durante el taller: Stephen Hawking ; ^{[ 12 ]} Starobinsky; ^{[ 13 ]} Guth y So-Young Pi ; ^{[ 14 ]} y James M. Bardeen , Paul Steinhardt y Michael Turner . ^{[ 15 ]}

Los primeros cálculos realizados en el Taller Nuffield se centraron únicamente en las fluctuaciones promedio, cuya magnitud es demasiado pequeña para afectar la inflación. Sin embargo, a partir de los ejemplos presentados por Steinhardt ^{[ 1 ]} y Vilenkin ^{[ 2 ],} se demostró posteriormente que la misma física cuántica produce fluctuaciones ocasionales de gran magnitud que aumentan la tasa de inflación y la mantienen en marcha indefinidamente.

Al analizar los datos del satélite Planck de 2013, Anna Ijjas y Paul Steinhardt argumentaron que los modelos inflacionarios más simples de los libros de texto quedaban descartados y que los modelos restantes requerían condiciones iniciales exponencialmente más precisas, más parámetros que ajustar y menor inflación. A partir de observaciones posteriores de Planck (2015), los mismos autores confirmaron sus conclusiones. ^{[ 16 ] [ 17 ]} Sin embargo, basándose en análisis de datos cuantitativos, estas afirmaciones fueron posteriormente invalidadas por otros autores. ^{[ 18 ]}

Un artículo de 2014 de Kohli y Haslam cuestionó la viabilidad de la teoría de la inflación eterna, al analizar la teoría de la inflación caótica de Linde, en la que las fluctuaciones cuánticas se modelan como ruido blanco gaussiano. ^{[ 19 ]} Demostraron que, en este escenario popular, la inflación eterna no puede ser eterna, y el ruido aleatorio conduce a que el espaciotiempo se llene de singularidades. Esto se demostró mostrando que las soluciones a las ecuaciones de campo de Einstein divergen en un tiempo finito. Por lo tanto, su artículo concluyó que la teoría de la inflación eterna basada en fluctuaciones cuánticas aleatorias no sería una teoría viable, y la existencia resultante de un multiverso es "todavía una cuestión abierta que requerirá una investigación mucho más profunda".