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Inflación cósmica

En cosmología física , la inflación cósmica , la inflación cosmológica o simplemente inflación , es una teoría sobre la expansión exponencial del espacio en el universo primitiv...

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En cosmología física , la inflación cósmica , la inflación cosmológica o simplemente inflación , es una teoría sobre la expansión exponencial del espacio en el universo primitivo . Esta enorme expansión superenfrió el universo y finalizó cuando el contenido energético del campo que impulsaba la inflación se condensó en partículas calientes y densas, un proceso denominado recalentamiento . Tras el período inflacionario, el universo continuó expandiéndose, pero a un ritmo más lento.

La teoría de la inflación se desarrolló a finales de la década de 1970 y principios de la de 1980, con contribuciones notables de varios físicos teóricos , entre ellos Alexei Starobinsky del Instituto Landau de Física Teórica , Alan Guth de la Universidad de Cornell y Andrei Linde del Instituto de Física Lebedev . Starobinsky, Guth y Linde ganaron el Premio Kavli de 2014 "por ser pioneros en la teoría de la inflación cósmica". [ 1 ] Se desarrolló aún más a principios de la década de 1980. Explica el origen de la estructura a gran escala del cosmos . Las fluctuaciones cuánticas en la región inflacionaria microscópica, magnificadas a tamaño cósmico, se convierten en las semillas para el crecimiento de la estructura en el Universo (véase formación y evolución de galaxias y formación de estructuras ). [ 2 ] Muchos físicos también creen que la inflación explica por qué el universo parece ser el mismo en todas las direcciones ( isotrópico ), por qué la radiación cósmica de fondo de microondas se distribuye uniformemente, por qué el universo es plano y por qué no se han observado monopolos magnéticos .

Se desconoce el mecanismo detallado de la física de partículas responsable de la inflación. Varias predicciones de modelos inflacionarios han sido confirmadas por la observación; por ejemplo, las anisotropías de temperatura observadas por el satélite COBE en 1992 exhiben espectros casi invariantes de escala, como predice el paradigma inflacionario, y los resultados de WMAP también muestran una fuerte evidencia de inflación. [ 3 ] Sin embargo, algunos científicos discrepan de esta postura. [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] El campo hipotético que se cree responsable de la inflación se denomina inflatón . [ 7 ]

En 2002, tres de los arquitectos originales de la teoría fueron reconocidos por sus importantes contribuciones; los físicos Alan Guth del MIT , Andrei Linde de Stanford y Paul Steinhardt de Princeton compartieron el Premio Dirac "por el desarrollo del concepto de inflación en cosmología". [ 8 ] En 2012, Guth y Linde recibieron el Premio Breakthrough en Física Fundamental por su invención y desarrollo de la cosmología inflacionaria. [ 9 ]

Concepto

La inflación exponencial en las primeras etapas del universo se ajusta mejor a las observaciones que las extrapolaciones de los modelos basados ​​en el Big Bang.

La inflación cósmica es la hipótesis de que el universo primitivo se expandió exponencialmente rápido. Las distancias entre puntos se duplicaban cada 10⁻³⁷ segundos ; la expansión duró al menos 10⁻³⁵ segundos , pero su duración total no es segura. Toda la masa-energía en todas las galaxias actualmente visibles comenzó en una esfera con un radio de alrededor de 4 × 10⁻²⁹ m y luego creció a una esfera con un radio de alrededor de 0,9 m al final de la inflación. [ 10 ] : 202 Al final de la inflación , el campo impulsor se convierte en partículas, lo que lleva a una fase de sopa de quarks del universo, una fase que conserva pequeñas variaciones de densidad debido a fluctuaciones cuánticas en el pequeño parche liso original del universo. [ 11 ]  

Motivaciones

La inflación resuelve varios problemas en la cosmología del Big Bang que se descubrieron en la década de 1970. [ 12 ] El modelo del Big Bang explicó con éxito el fondo cósmico de microondas y la síntesis de los elementos primordiales. Sin embargo, estos éxitos se basaron en asumir condiciones iniciales que eran difíciles de justificar. Por ejemplo, el modelo no tiene un mecanismo para crear fluctuaciones de densidad que podrían explicar la formación de galaxias . [ 13 ] : 324 Cuando los físicos de partículas abordaron el problema del universo muy temprano, inmediatamente encontraron problemas adicionales. [ 14 ] La inflación fue propuesta por primera vez por el físico de partículas Alan Guth en 1979 mientras investigaba el problema de por qué no se ven monopolos magnéticos hoy en día; encontró que un falso vacío de energía positiva , según la relatividad general , generaría una expansión exponencial del espacio. La expansión también resuelve otros problemas de larga data, incluido el problema de la planitud y el problema del horizonte, como se discute más adelante.

Formación de estructuras

La teoría del Big Bang postula un plasma inicial uniforme y muy caliente que se expande según las ecuaciones de la relatividad general y, en última instancia, produce todas las estrellas y galaxias. La formación de estrellas supone que la gravedad provoca la agrupación de la masa, pero esto requiere un contraste de densidad: una densidad de masa completamente uniforme no tiene la fuerza necesaria para impulsar dicha agrupación. Las variaciones estadísticas en la densidad proporcionarían la fuerza, pero la expansión del universo actúa más rápido, separando la masa antes de que pueda concentrarse en una estrella. Sin una fuente adicional de variación, los modelos del Big Bang no podrían producir estrellas. [ 14 ] : 207

Problema del monopolo magnético

Los monopolos magnéticos estables representan un problema para las Teorías de Gran Unificación , que proponen que a altas temperaturas (como en el universo primitivo), la fuerza electromagnética , la fuerza nuclear fuerte y la fuerza nuclear débil no son fuerzas fundamentales, sino que surgen debido a la ruptura espontánea de simetría de una única teoría de gauge . Estas teorías predicen una serie de partículas pesadas y estables que no se han observado en la naturaleza. La más notoria es el monopolo magnético, una especie de "carga" pesada y estable de campo magnético. [ 15 ] [ 16 ]

Se predice que los monopolos se producirían en abundancia según las Teorías de Gran Unificación a altas temperaturas, [ 17 ] [ 18 ] y deberían haber persistido hasta nuestros días, hasta el punto de convertirse en el constituyente primario del Universo. [ 19 ] [ 20 ] No solo no es así, sino que todas las búsquedas de ellos han fracasado, imponiendo límites estrictos a la densidad de monopolos magnéticos relictos en el Universo. [ 21 ]

Un período de inflación que ocurra por debajo de la temperatura en la que se pueden producir monopolos magnéticos ofrecería una posible solución a este problema: los monopolos se separarían entre sí a medida que el Universo a su alrededor se expande, reduciendo su densidad observada en muchos órdenes de magnitud. [ 22 ] : 202

Si bien la solución del problema del monopolo motivó la hipótesis original, no todos los cosmólogos quedaron impresionados. Martin Rees ha escrito:

«A los escépticos de la física exótica quizás no les impresione demasiado un argumento teórico para explicar la ausencia de partículas que son, en sí mismas, meramente hipotéticas. ¡La medicina preventiva puede parecer fácilmente 100  % efectiva contra una enfermedad que no existe!» [ 23 ]

Sin embargo, la teoría de la inflación también resuelve el problema de la planitud y, especialmente, el problema del horizonte. [ 22 ] : 202

Problema de planitud

El problema de la planitud (también conocido como el problema de la antigüedad ) es un problema de ajuste fino cosmológico dentro del modelo del Big Bang del universo. Las observaciones del fondo cósmico de microondas han demostrado que el Universo es plano con una precisión de unos pocos por ciento. [ 24 ] La expansión del universo aumenta la planitud. En consecuencia, el universo primitivo debió haber sido excepcionalmente cercano a la planitud. En la cosmología estándar basada en las ecuaciones de Friedmann, la densidad de materia y energía en el universo afecta la curvatura del espacio-tiempo, requiriéndose un valor crítico muy específico para un universo plano. [ 25 ] : 61 Se observa que la densidad actual del universo está muy cerca de este valor crítico. Dado que cualquier desviación de la densidad total del valor crítico aumentaría rápidamente a lo largo del tiempo cósmico , [ 13 ] el universo primitivo debió haber tenido una densidad aún más cercana a la densidad crítica, desviándose de ella en una parte en 10 62 o menos. Esto lleva a los cosmólogos a cuestionar cómo la densidad inicial llegó a estar tan finamente ajustada a este valor "especial". [ 26 ] : 196

Problema del horizonte

El problema del horizonte es el problema de determinar por qué el universo parece estadísticamente homogéneo e isotrópico de acuerdo con el principio cosmológico . [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] Por ejemplo, las moléculas en un recipiente de gas están distribuidas de manera homogénea e isotrópica porque están en equilibrio térmico: el gas en todo el recipiente ha tenido tiempo suficiente para interactuar y disipar inhomogeneidades y anisotropías. En el modelo del Big Bang sin inflación, la expansión gravitacional separa las regiones demasiado rápido: el universo temprano no tiene tiempo suficiente para equilibrarse. En un Big Bang con solo la materia y la radiación conocidas en el Modelo Estándar, dos regiones ampliamente separadas del universo observable no pueden haberse equilibrado porque se mueven una a la otra más rápido que la velocidad de la luz y, por lo tanto, nunca han entrado en contacto causal .

Teoría

Cada una de las motivaciones para la inflación son cuestiones relacionadas con las condiciones iniciales para la expansión del universo. La solución inflacionaria parte de un universo diminuto en equilibrio térmico y luego lo expande mucho más rápido que la velocidad de la luz, tan rápido que las partes en equilibrio se encuentran ampliamente separadas cuando la expansión gravitacional toma el relevo. El resultado es un universo homogéneo e isotrópico, como las condiciones iniciales para la expansión predicha por la relatividad general. [ 10 ] : 202

La teoría de la inflación explica por qué las temperaturas y curvaturas de diferentes regiones son casi iguales. También predice que la curvatura total de una sección del espacio a tiempo global constante es cero. Esta predicción implica que la suma total de la materia ordinaria, la materia oscura y la energía residual del vacío en el Universo debe alcanzar la densidad crítica , y la evidencia lo respalda. Aún más sorprendente, la inflación permite a los físicos calcular las minúsculas diferencias de temperatura entre distintas regiones a partir de las fluctuaciones cuánticas durante la era inflacionaria, y muchas de estas predicciones cuantitativas se han confirmado. [ 30 ] [ 31 ]

El espacio se expande

Al mirar hacia atrás a escalas más pequeñas y energías más altas en el universo primitivo, eventualmente llegamos a un punto donde los modelos existentes podrían no ser válidos. No hay ninguna razón particular para esperar que se aplique la física normal. La hipótesis de la inflación es que en este tiempo primitivo el espacio se expande exponencialmente en muchos órdenes de magnitud. [ 32 ] : 146 En un espacio que se expande exponencialmente (o casi exponencialmente) con el tiempo, cualquier par de objetos que flotan libremente y que inicialmente están en reposo se alejarán entre sí a una velocidad acelerada, al menos mientras no estén unidos por ninguna fuerza. Desde el punto de vista de uno de esos objetos, el espaciotiempo es algo así como un agujero negro de Schwarzschild invertido : cada objeto está rodeado por un horizonte de sucesos esférico. Una vez que el otro objeto ha caído a través de este horizonte, nunca puede regresar, e incluso las señales de luz que envía nunca llegarán al primer objeto (al menos mientras el espacio continúe expandiéndose exponencialmente).

En la aproximación de que la expansión es exactamente exponencial, el horizonte es estático y permanece a una distancia física fija. Esta región de un universo en expansión puede describirse mediante la siguiente métrica : [ 33 ] [ 34 ]

ds2=−(1−Λr2)do2dt2+11−Λr2dr2+r2dΩ2.{\displaystyle ds^{2}=-(1-\Lambda r^{2})\,c^{2}dt^{2}+{1 \over 1-\Lambda r^{2}}\,dr^{2}+r^{2}\,d\Omega ^{2}.}

Este espaciotiempo que se expande exponencialmente se llama espacio de De Sitter , y para sostenerlo debe haber una constante cosmológica , una densidad de energía del vacío que es constante en el espacio y el tiempo y proporcional a Λ en la métrica anterior. Para el caso de expansión exactamente exponencial, la energía del vacío tiene una presión negativa p igual en magnitud a su densidad de energía ρ ; la ecuación de estado es p=−ρ .

La inflación no suele ser una expansión exactamente exponencial, sino más bien cuasi-exponencial o casi exponencial. En un universo así, el horizonte crecerá lentamente con el tiempo a medida que la densidad de energía del vacío disminuya gradualmente.

Quedan pocas inhomogeneidades

Debido a que la expansión acelerada del espacio estira cualquier variación inicial en la densidad o la temperatura a escalas de longitud muy grandes, una característica esencial de la inflación es que suaviza las inhomogeneidades y anisotropías , y reduce la curvatura del espacio . Esto empuja al Universo a un estado muy simple en el que está completamente dominado por el campo inflatón y las únicas inhomogeneidades significativas son pequeñas fluctuaciones cuánticas . La inflación también diluye las partículas pesadas exóticas, como los monopolos magnéticos predichos por muchas extensiones del Modelo Estándar de la física de partículas . Si el Universo solo fuera lo suficientemente caliente como para formar tales partículas antes de un período de inflación, no se observarían en la naturaleza, ya que serían tan raras que es muy probable que no haya ninguna en el universo observable . En conjunto, estos efectos se denominan el "teorema de no pelo" inflacionario [ 35 ] por analogía con el teorema de no pelo para los agujeros negros .

El teorema de la "no-cabello" funciona porque el horizonte cosmológico no difiere del de un agujero negro, excepto en que no habría discrepancias comprobables sobre lo que habría al otro lado. Una interpretación del teorema de la no-cabello es que el Universo (observable e inobservable) se expande enormemente durante la inflación. En un universo en expansión, las densidades de energía generalmente disminuyen, o se diluyen, a medida que aumenta el volumen del Universo. Por ejemplo, la densidad de la materia "fría" ordinaria (polvo) disminuye como el inverso del volumen: cuando las dimensiones lineales se duplican, la densidad de energía disminuye en un factor de ocho; la densidad de energía de la radiación disminuye aún más rápidamente a medida que el Universo se expande, ya que la longitud de onda de cada fotón se estira ( desplazamiento al rojo ), además de que los fotones se dispersan por la expansión. Cuando las dimensiones lineales se duplican, la densidad de energía en la radiación disminuye en un factor de dieciséis (véase la solución de la ecuación de continuidad de la densidad de energía para un fluido ultrarrelativista ). Durante la inflación, la densidad de energía en el campo inflatón es aproximadamente constante. Sin embargo, la densidad de energía en todo lo demás, incluyendo inhomogeneidades, curvatura, anisotropías, partículas exóticas y partículas del modelo estándar, está disminuyendo, y mediante una inflación suficiente, todo esto se vuelve insignificante. Esto deja al Universo plano y simétrico, y (aparte del campo inflatón homogéneo) prácticamente vacío, en el momento en que termina la inflación y comienza el recalentamiento.

Recalentar

Durante la inflación, cualquier baño térmico preexistente se diluye hasta niveles insignificantes. En consecuencia, el universo emerge de la inflación en un estado no térmico, con toda la densidad de energía presente en el campo inflatón . El recalentamiento es el proceso de convertir esta densidad de energía en un baño térmico de partículas del Modelo Estándar , necesario para iniciar el Big Bang caliente. Debido a la ausencia de sondas de observación directa del universo en ese momento, actualmente se desconoce cómo ocurrió el recalentamiento. Los mecanismos propuestos están limitados principalmente por los requisitos de consistencia de que el baño térmico debe estar compuesto principalmente de partículas del Modelo Estándar y que la temperatura final debe ser superior a 1 MeV, necesaria para la nucleosíntesis del Big Bang . [ 36 ]

Muchos escenarios de recalentamiento comienzan con un período de precalentamiento , durante el cual hay una resonancia paramétrica que impulsa una conversión exponencial del inflatón en algunas partículas de estado final. [ 37 ] [ 38 ] Esto termina una vez que el condensado del inflatón se fragmenta debido a varios efectos de reacción inversa . El universo entonces transita a una fase no lineal a veces caracterizada por turbulencia y la formación de configuraciones de campo no lineales. [ 39 ] A esto le sigue la termalización , durante la cual el gas de partículas resultante establece un estado en equilibrio térmico local . La densidad de energía de este estado está dominada por el gas de radiación, por lo que antes del final del recalentamiento, las partículas masivas del inflatón deben haberse desintegrado por completo .

Secuelas

La historia del universo después de la inflación, pero antes de un tiempo de aproximadamente 1 segundo, es en gran parte desconocida. [ 40 ] Sin embargo, se sabe que el universo estuvo dominado por partículas ultrarrelativistas del Modelo Estándar , denominadas convencionalmente radiación , en el momento del desacoplamiento de los neutrinos, alrededor de 1  segundo. [ 41 ] Durante el dominio de la radiación, la expansión cósmica se desaceleró, y el factor de escala creció proporcionalmente con la raíz cuadrada del tiempo. En las eras posteriores, el universo continuó expandiéndose. [ 42 ] : 98

Historia

Precursores

En los inicios de la relatividad general , Albert Einstein introdujo la constante cosmológica para permitir una solución estática , que consistía en una esfera tridimensional con una densidad uniforme de materia. Posteriormente, Willem de Sitter descubrió un universo inflado altamente simétrico, que describía un universo con una constante cosmológica que, por lo demás, estaba vacío. [ 43 ] Se descubrió que el universo de Einstein es inestable y que pequeñas fluctuaciones provocan su colapso o su transformación en un universo de De Sitter.

Históricamente, las soluciones propuestas incluyeron el universo Phoenix de Georges Lemaître, [ 44 ] el universo oscilatorio relacionado de Richard Chase Tolman , [ 45 ] y el universo Mixmaster de Charles Misner . Lemaître y Tolman propusieron que un universo que experimenta varios ciclos de contracción y expansión podría alcanzar el equilibrio térmico. Sin embargo, sus modelos fallaron debido a la acumulación de entropía a lo largo de varios ciclos. Misner hizo la conjetura (finalmente incorrecta) de que el mecanismo Mixmaster, que hacía que el Universo fuera más caótico, podría conducir a la homogeneidad estadística y la isotropía. [ 28 ] [ 46 ]

En 1965, Erast Gliner demostró que el tensor energía-momento más simple utilizable en la teoría de la relatividad general de Einstein describe un estado de la materia similar al vacío. Basándose en la conservación de la energía, esta densidad de energía del vacío crearía presión negativa. [ 47 ] : 1 Esta idea de la energía del vacío condujo a dos conceptos: la energía oscura y un modelo para la inflación. En el caso de la inflación, se considera una energía primordial del vacío con una densidad órdenes de magnitud mayor. Esta densidad crea una inmensa presión negativa, una fuerza antigravitatoria que expande la distancia entre la materia que se condensa a partir de esa energía. [ 48 ]

A principios de la década de 1970, Yakov Zeldovich observó los problemas de planitud y horizonte de la cosmología del Big Bang; antes de su trabajo, se presumía que la cosmología era simétrica por razones puramente filosóficas. [ 5 ] En la Unión Soviética, esta y otras consideraciones llevaron a Vladimir Belinski e Isaak Khalatnikov a analizar la singularidad caótica BKL en la relatividad general. El universo Mixmaster de Misner intentó utilizar este comportamiento caótico para resolver los problemas cosmológicos, con un éxito limitado.

Falso vacío

A finales de la década de 1970, Sidney Coleman aplicó las técnicas de instantones desarrolladas por Alexander Polyakov y sus colaboradores para estudiar el destino del falso vacío en la teoría cuántica de campos . Al igual que una fase metaestable en mecánica estadística —el agua por debajo del punto de congelación o por encima del punto de ebullición—, un campo cuántico necesitaría generar una burbuja suficientemente grande del nuevo vacío, la nueva fase, para que se produjera una transición. Coleman halló la vía de desintegración más probable para la desintegración del vacío y calculó la vida media inversa por unidad de volumen. Posteriormente, observó que los efectos gravitacionales serían significativos, pero no los calculó ni aplicó los resultados a la cosmología.

El universo podría haberse creado espontáneamente de la nada (sin espacio , tiempo ni materia ) mediante fluctuaciones cuánticas de un falso vacío metaestable que provocaron una burbuja en expansión de vacío verdadero. [ 49 ]

El universo causal de Brout Englert y Gunzig

En 1978 y 1979, Robert Brout , François Englert y Edgard Gunzig sugirieron que el universo podría originarse a partir de una fluctuación del espacio de Minkowski, seguida de un período en el que la geometría se asemejaría al espacio de De Sitter. Este período inicial evolucionaría posteriormente hacia el universo en expansión estándar. Señalaron que su propuesta hace que el universo sea causal, ya que en su modelo no existen horizontes de partículas ni de sucesos. [ 50 ]

inflación de Starobinsky

En la Unión Soviética, Alexei Starobinsky señaló que las correcciones cuánticas a la relatividad general deberían ser importantes para el universo temprano. Estas conducen genéricamente a correcciones de curvatura al cuadrado a la acción de Einstein-Hilbert y a una forma de gravedad modificada f ( R ) . La solución a las ecuaciones de Einstein en presencia de términos de curvatura al cuadrado, cuando las curvaturas son grandes, conduce a una constante cosmológica efectiva. Por lo tanto, propuso que el universo temprano pasó por una era inflacionaria de De Sitter. [ 51 ] Esto resolvió los problemas cosmológicos y condujo a predicciones específicas para las correcciones a la radiación de fondo de microondas, correcciones que luego se calcularon en detalle. Starobinsky utilizó la acción,

S=12∫d4incógnita−gramo(R+R26METRO2){\displaystyle S={\frac {1}{2}}\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left(R+{\frac {R^{2}}{6M^{2}}}\right)}

lo cual corresponde al potencial

V(ϕ)=Λ4(1−mi−2/3ϕ/METROpag2)2{\displaystyle \quad V(\phi )=\Lambda ^{4}\left(1-e^{-{\sqrt {2/3}}\phi /M_{p}^{2}}\right)^{2}}

en el marco de Einstein. Esto da como resultado las siguientes observables:nortes=1−2norte,r=12norte2.{\displaystyle n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\qquad r={\frac {12}{N^{2}}}.}[ 52 ]

Problema del monopolio

En 1978, Zeldovich señaló el problema del monopolo magnético, una versión cuantitativa inequívoca del problema del horizonte, esta vez en un subcampo de la física de partículas, lo que dio lugar a varios intentos especulativos para resolverlo. En 1980, Alan Guth se percató de que la desintegración del falso vacío en el universo primitivo resolvería el problema, lo que le llevó a proponer una inflación impulsada por escalares. Los escenarios de Starobinsky y Guth predecían una fase inicial de De Sitter, diferenciándose únicamente en detalles mecanísticos.

Primeros modelos inflacionarios

El tamaño físico del radio de Hubble (línea continua) en función de la expansión lineal (factor de escala) del universo. Durante la inflación cosmológica, el radio de Hubble es constante. También se muestra la longitud de onda física de un modo de perturbación (línea discontinua). El gráfico ilustra cómo el modo de perturbación crece más allá del horizonte durante la inflación cosmológica antes de volver a situarse dentro de él, el cual crece rápidamente durante la dominación de la radiación. Si la inflación cosmológica nunca hubiera ocurrido y la dominación de la radiación hubiera continuado hasta una singularidad gravitacional , entonces el modo nunca habría estado dentro del horizonte en el universo primitivo, y ningún mecanismo causal habría podido asegurar que el universo fuera homogéneo a la escala del modo de perturbación.

Guth propuso la inflación en enero de 1981 para explicar la no existencia de monopolos magnéticos; [ 53 ] [ 54 ] fue Guth quien acuñó el término "inflación". [ 55 ] Al mismo tiempo, Starobinsky argumentó que las correcciones cuánticas a la gravedad reemplazarían la supuesta singularidad inicial del Universo con una fase de De Sitter de expansión exponencial. [ 56 ] En octubre de 1980, Demóstenes Kazanas sugirió que la expansión exponencial podría eliminar el horizonte de partículas y tal vez resolver el problema del horizonte, [ 57 ] [ 58 ] mientras que Katsuhiko Sato sugirió que una expansión exponencial podría eliminar las paredes de dominio (otro tipo de reliquia exótica). [ 59 ] En 1981, Einhorn y Sato [ 60 ] publicaron un modelo similar al de Guth y demostraron que resolvería el enigma de la abundancia de monopolos magnéticos en las Teorías de Gran Unificación. Al igual que Guth, concluyeron que dicho modelo no solo requería un ajuste preciso de la constante cosmológica, sino que también probablemente conduciría a un universo demasiado granular, es decir, a grandes variaciones de densidad resultantes de las colisiones entre las paredes de las burbujas.

Guth propuso que, a medida que el universo primitivo se enfriaba, quedaba atrapado en un falso vacío con una alta densidad de energía, similar a una constante cosmológica. Al enfriarse el universo primitivo, quedaba atrapado en un estado metaestable (superenfriado), del que solo podía escapar mediante la nucleación de burbujas por efecto túnel cuántico . Burbujas de vacío verdadero se formaban espontáneamente en el mar de falso vacío y comenzaban a expandirse rápidamente a la velocidad de la luz . Guth reconoció que este modelo era problemático porque no recalentaba adecuadamente: cuando las burbujas se nuclearon, no generaban radiación. La radiación solo podía generarse en colisiones entre las paredes de las burbujas. Pero si la inflación duraba lo suficiente como para resolver los problemas de las condiciones iniciales, las colisiones entre burbujas se volvían extremadamente raras. En cualquier región causal, es probable que solo se nucleara una burbuja.

... Kazanas (1980) denominó a esta fase del Universo primitivo «fase de De Sitter». El nombre «inflación» fue acuñado por Guth (1981) . ... El propio Guth no hizo referencia al trabajo de Kazanas hasta que publicó un libro sobre el tema, titulado El Universo Inflacionario: La búsqueda de una nueva teoría del origen cósmico (1997), [ 61 ] donde se disculpa por no haber citado el trabajo de Kazanas y de otros autores relacionados con la inflación. [ 62 ]

Inflación de rodadura lenta

El problema de la colisión de burbujas fue resuelto por Andrei Linde [ 63 ] e independientemente por Andreas Albrecht y Paul Steinhardt [ 64 ] en un modelo llamado nueva inflación o inflación de rodadura lenta (el modelo de Guth pasó a ser conocido como inflación antigua ). [ 14 ] : 221 En este modelo, en lugar de salir por efecto túnel de un estado de falso vacío, la inflación ocurrió por un campo escalar rodando por una colina de energía potencial. Cuando el campo rueda muy lentamente en comparación con la expansión del Universo, ocurre la inflación. Sin embargo, cuando la colina se vuelve más empinada, la inflación termina y puede ocurrir el recalentamiento.

Fluctuaciones cuánticas

Finalmente, se demostró que la nueva inflación no produce un universo perfectamente simétrico, sino que se crean fluctuaciones cuánticas en el inflatón. Estas fluctuaciones forman las semillas primordiales de toda la estructura creada en el universo posterior. [ 65 ] Estas fluctuaciones fueron calculadas por primera vez por Viatcheslav Mukhanov y GV Chibisov al analizar el modelo similar de Starobinsky. [ 66 ] [ 67 ] [ 68 ] En el contexto de la inflación, se elaboraron independientemente del trabajo de Mukhanov y Chibisov en el Taller Nuffield de tres semanas de duración de 1982 sobre el Universo Muy Temprano en la Universidad de Cambridge . [ 69 ] Las fluctuaciones fueron calculadas por cuatro grupos que trabajaron por separado durante el taller: Stephen Hawking ; [ 70 ] Starobinsky; [ 71 ] Alan Guth y So-Young Pi ; [ 72 ] y James Bardeen , Paul Steinhardt y Michael Turner . [ 73 ]

La desaparición de los defectos topológicos rivales

Una vez que quedó claro que el CMB sería un campo de pruebas experimental clave para los modelos cosmológicos, comenzaron a considerarse posibles pruebas para enfoques alternativos a la inflación. Una teoría rival que data de la misma época que el trabajo de Guth fue el concepto de defectos topológicos cosmológicos . La idea era que, a medida que el universo muy temprano se enfriaba desde un estado inicial caliente y denso, desencadenaba una serie de transiciones de fase muy parecidas a las que ocurren en sistemas de materia condensada, como los vórtices en el helio líquido . Los defectos topológicos en cosmología son consecuencias de estados de vacío degenerados del universo, llamados variedad de vacío , después de una transición de fase que rompe la simetría. Los monopolos magnéticos fueron un ejemplo de un defecto topológico estable predicho por las teorías de gran unificación del universo temprano . El desarrollo de estos modelos a lo largo de las décadas de 1980 y 1990 finalmente dio como resultado predicciones que pudieron ser probadas mediante mediciones sensibles del CMB. [ 74 ] Las mediciones detalladas de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson proporcionan una fuerte evidencia a favor de la inflación cósmica. [ 75 ] (Los modelos que combinan estos conceptos siguen siendo viables). [ 14 ] : 231 [ 11 ]

Estado de observación

La inflación es un mecanismo para realizar el principio cosmológico , que es la base del modelo estándar de la cosmología física: explica la homogeneidad e isotropía del universo observable. Además, explica la planitud observada y la ausencia de monopolos magnéticos. Desde el trabajo inicial de Guth, cada una de estas observaciones ha recibido confirmación adicional, sobre todo por las observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas realizadas por la nave espacial Planck . [ 76 ] Este análisis muestra que el Universo es plano con una precisión de 1/2 por ciento, y que es homogéneo e isotrópico con una precisión de una parte en 100 000 .

La inflación predice que las estructuras visibles en el Universo hoy se formaron a través del colapso gravitacional de perturbaciones que se formaron como fluctuaciones mecánicas cuánticas en la época inflacionaria. La forma detallada del espectro de perturbaciones, llamado campo aleatorio gaussiano casi invariante de escala, es muy específica y tiene solo dos parámetros libres. Uno es la amplitud del espectro y el índice espectral , que mide la ligera desviación de la invariancia de escala predicha por la inflación (la invariancia de escala perfecta corresponde al universo de De Sitter idealizado ). [ a ] El otro parámetro libre es la relación tensor-escalar. Los modelos de inflación más simples, aquellos sin ajuste fino , predicen una relación tensor -escalar cercana a 0,1 . [ 77 ] 

La inflación predice que las perturbaciones observadas deberían estar en equilibrio térmico entre sí (estas se denominan perturbaciones adiabáticas o isentrópicas ). Esta estructura para las perturbaciones ha sido confirmada por la nave espacial Planck , la nave espacial WMAP y otros experimentos de fondo cósmico de microondas (CMB), y estudios de galaxias , especialmente el Sloan Digital Sky Survey en curso . [ 78 ] Estos experimentos han demostrado que las  inhomogeneidades observadas de una parte en 100 000 tienen exactamente la forma predicha por la teoría. Hay evidencia de una ligera desviación de la invariancia de escala. El índice espectral , n s es uno para un espectro Harrison-Zel'dovich invariante de escala. Los modelos de inflación más simples predicen que n s está entre 0,92 y 0,98  . [ 79 ] [ 77 ] [ 80 ] [ b ] Este es el rango que es posible sin un ajuste fino de los parámetros relacionados con la energía. [ 80 ] A partir de los datos de Planck se puede inferir que n s =0,968 ± 0,006, [ 76 ] [ 81 ] y una relación tensor -escalar menor que 0,11  . Esto se considera una confirmación importante de la teoría de la inflación. [ 30 ]

Se han propuesto diversas teorías inflacionarias que hacen predicciones radicalmente diferentes, pero generalmente requieren un ajuste mucho más preciso del necesario. [ 79 ] [ 77 ] Sin embargo, como modelo físico, la inflación es sumamente valiosa porque predice de forma robusta las condiciones iniciales del Universo basándose en solo dos parámetros ajustables: el índice espectral (que solo puede variar en un rango pequeño) y la amplitud de las perturbaciones. Excepto en modelos artificiales, esto es cierto independientemente de cómo se implemente la inflación en la física de partículas.

Ocasionalmente, se observan efectos que parecen contradecir los modelos más simples de inflación. Los datos del primer año del WMAP sugirieron que el espectro podría no ser casi invariante a escala, sino que podría tener una ligera curvatura. [ 82 ] Sin embargo, los datos del tercer año revelaron que el efecto era una anomalía estadística. [ 30 ] Otro efecto observado desde el primer satélite de fondo cósmico de microondas, el Explorador del Fondo Cósmico , es que la amplitud del momento cuadrupolar del CMB es inesperadamente baja y los otros multipolos bajos parecen estar alineados preferentemente con el plano de la eclíptica . Algunos han afirmado que esto es una señal de no gaussianidad y, por lo tanto, contradice los modelos más simples de inflación. Otros han sugerido que el efecto puede deberse a correcciones cuánticas o nueva física, contaminación del primer plano o incluso sesgo de publicación . [ 83 ]

Se hipotetiza que las ondas gravitacionales primordiales , que surgen de la inflación cósmica, alterarían la polarización de la radiación cósmica de fondo . [ 84 ] [ 85 ]

Se está llevando a cabo un programa experimental para probar más a fondo la inflación con mediciones más precisas del CMB. En particular, las mediciones de alta precisión de los llamados "modos B" de la polarización de la radiación de fondo podrían proporcionar evidencia de la radiación gravitacional producida por la inflación, y también podrían mostrar si la escala de energía de la inflación predicha por los modelos más simples ( 1015 ~ 1016 GeV ) es correcto. [ 77 ] [ 80 ] En marzo de 2014, el equipo BICEP2 anunció que se había demostrado la polarización del CMB en modo B que confirmaba la inflación. El equipo anunció que la relación de potencia tensorial a escalar r estaba entre 0,15 y 0,27 (rechazando la hipótesis nula ; se espera que r sea 0 en ausencia de inflación). [ 86 ] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos; [ 87 ] [ 88 ] [ 89 ] el 19 de septiembre de 2014, se informó de una mayor reducción de la confianza [ 90 ] [ 91 ] y, el 30 de enero de 2015, se informó de una confianza aún menor. [ 92 ] [ 93 ] Para 2018, datos adicionales sugirieron, con un 95 % de confianza, quer{\displaystyle r}es 0,06 o inferior: Consistente con la hipótesis nula, pero también consistente con muchos otros modelos de inflación. [ 86 ]

Se esperan otras mediciones potencialmente corroborativas de la nave espacial Planck , aunque no está claro si la señal será visible o si la contaminación de fuentes en primer plano interferirá. [ 94 ] Otras mediciones futuras, como las de la radiación de 21 centímetros (radiación emitida y absorbida por el hidrógeno neutro antes de la formación de las primeras estrellas ), podrían medir el espectro de potencia con una resolución aún mayor que los estudios del CMB y de galaxias, aunque no se sabe si estas mediciones serán posibles o si la interferencia con fuentes de radio en la Tierra y en la galaxia será demasiado grande. [ 95 ]

Estado teórico

Problema sin resolver en física
¿Es correcta la teoría de la inflación cosmológica? Y, de ser así, ¿cuáles son los detalles de esta época? ¿Cuál es el hipotético campo inflatón que da origen a la inflación?
Más problemas sin resolver en física

En la propuesta inicial de Guth, se pensaba que el inflatón era el campo de Higgs , el campo que explica la masa de las partículas elementales. [ 54 ] Actualmente, algunos creen que el inflatón no puede ser el campo de Higgs. [ 61 ] Un problema de esta identificación es la tensión actual con los datos experimentales a escala electrodébil . [ 96 ] Otros modelos de inflación se basaban en las propiedades de las Teorías de Gran Unificación . [ 64 ]

Problema de ajuste fino

Uno de los desafíos más serios para la inflación surge de la necesidad de un ajuste fino . En la nueva inflación, deben cumplirse las condiciones de rodadura lenta para que ocurra la inflación. Estas condiciones establecen que el potencial del inflatón debe ser plano (en comparación con la gran energía del vacío) y que las partículas del inflatón deben tener una masa pequeña. [ c ] La nueva inflación requiere que el Universo tenga un campo escalar con un potencial especialmente plano y condiciones iniciales especiales. Sin embargo, se han propuesto explicaciones para estos ajustes finos. Por ejemplo, las teorías de campos clásicamente invariantes de escala, donde la invariancia de escala se rompe por efectos cuánticos, proporcionan una explicación de la planitud de los potenciales inflacionarios, siempre que la teoría pueda estudiarse mediante la teoría de perturbaciones . [ 98 ]

Linde propuso una teoría conocida como inflación caótica en la que sugirió que las condiciones para la inflación se cumplían de manera bastante genérica. La inflación ocurrirá en prácticamente cualquier universo que comience en un estado caótico de alta energía que tenga un campo escalar con energía potencial ilimitada. [ 99 ] Sin embargo, en su modelo, el campo inflatón necesariamente toma valores mayores que una unidad de Planck : por esta razón, estos a menudo se denominan modelos de campo grande y los nuevos modelos de inflación competidores se denominan modelos de campo pequeño . En esta situación, se cree que las predicciones de la teoría de campo efectiva son inválidas, ya que la renormalización debería causar grandes correcciones que podrían impedir la inflación. [ d ] Este problema aún no se ha resuelto y algunos cosmólogos argumentan que los modelos de campo pequeño, en los que la inflación puede ocurrir a una escala de energía mucho menor, son mejores modelos. [ 101 ] Si bien la inflación depende de la teoría cuántica de campos (y la aproximación semiclasica a la gravedad cuántica ) de una manera importante, no se ha reconciliado completamente con estas teorías.

Brandenberger comentó sobre el ajuste fino en otra situación. [ 102 ] La amplitud de las inhomogeneidades primordiales producidas en la inflación está directamente ligada a la escala de energía de la inflación. Se sugiere que esta escala es de alrededor de 1016 GeV o 10⁻³ veces la energía de Planck . La escala natural es, ingenuamente, la escala de Planck, por lo que este pequeño valor podría considerarse otra forma de ajuste fino (denominado problema de jerarquía ): la densidad de energía dada por el potencial escalar es 10⁻¹² menor que la densidad de Planck . Sin embargo, esto no suele considerarse un problema crítico, ya que la escala de inflación corresponde naturalmente a la escala de unificación de gauge .

Inflación eterna

En muchos modelos, la fase inflacionaria de la expansión del Universo dura indefinidamente en al menos algunas regiones del Universo. Esto se debe a que las regiones inflacionarias se expanden muy rápidamente, reproduciéndose a sí mismas. A menos que la tasa de transición a la fase no inflacionaria sea suficientemente rápida, se generan nuevas regiones inflacionarias con mayor rapidez que las no inflacionarias. En estos modelos, la mayor parte del volumen del Universo se encuentra en constante expansión en cualquier momento dado.

Todos los modelos de inflación eterna generan un multiverso hipotético e infinito, generalmente de forma fractal. La teoría del multiverso ha suscitado una importante controversia en la comunidad científica respecto a la viabilidad del modelo inflacionario.

Paul Steinhardt , uno de los arquitectos originales del modelo inflacionario, presentó el primer ejemplo de inflación eterna en 1983. [ 103 ] Demostró que la inflación podía continuar indefinidamente mediante la creación de burbujas de espacio no inflacionario llenas de materia caliente y radiación, rodeadas de espacio vacío que se expandía continuamente. Las burbujas no podían crecer lo suficientemente rápido como para seguir el ritmo de la inflación. Más tarde, ese mismo año, Alexander Vilenkin demostró que la inflación eterna es genérica. [ 104 ]

Aunque la nueva inflación consiste clásicamente en reducir el potencial, las fluctuaciones cuánticas a veces pueden elevarlo a niveles anteriores. Estas regiones, donde el inflatón fluctúa hacia arriba, se expanden mucho más rápido que aquellas donde el inflatón tiene una energía potencial menor y tienden a dominar en términos de volumen físico. Se ha demostrado que cualquier teoría inflacionaria con un potencial ilimitado es eterna. Existen teoremas bien conocidos que indican que este estado estacionario no puede continuar indefinidamente en el pasado. El espaciotiempo inflacionario, similar al espacio de De Sitter, está incompleto sin una región de contracción. Sin embargo, a diferencia del espacio de De Sitter, las fluctuaciones en un espacio inflacionario en contracción colapsan para formar una singularidad gravitacional, un punto donde las densidades se vuelven infinitas. Por lo tanto, es necesario contar con una teoría para las condiciones iniciales del Universo.

En la inflación eterna, las regiones con inflación tienen un volumen que crece exponencialmente, mientras que las regiones que no se inflan no lo hacen. Esto sugiere que el volumen de la parte inflada del Universo en la imagen global es siempre inimaginablemente mayor que la parte que ha dejado de inflarse, aunque la inflación finalmente termine, según la percepción de cualquier observador preinflacionario. Los científicos discrepan sobre cómo asignar una distribución de probabilidad a este hipotético paisaje antrópico. Si la probabilidad de las diferentes regiones se calcula por volumen, cabría esperar que la inflación nunca terminara o, aplicando las condiciones límite de que exista un observador local para observarla, que la inflación terminara lo más tarde posible.

Algunos físicos creen que esta paradoja puede resolverse ponderando a los observadores según su volumen preinflacionario. Otros creen que no hay solución para la paradoja y que el multiverso es una falla crítica en el paradigma inflacionario. Paul Steinhardt, quien introdujo por primera vez el modelo inflacionario eterno, [ 103 ] se convirtió posteriormente en uno de sus críticos más acérrimos por esta razón. [ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]

Condiciones iniciales

Algunos físicos han intentado evitar el problema de las condiciones iniciales proponiendo modelos para un universo en eterna expansión sin origen. [ 108 ] [ 109 ] [ 110 ] Estos modelos proponen que, si bien el Universo, en las escalas más grandes, se expande exponencialmente, fue, es y siempre será espacialmente infinito y ha existido y existirá para siempre.

Otras propuestas intentan describir la creación ex nihilo del Universo basándose en la cosmología cuántica y la inflación subsiguiente. Vilenkin presentó uno de estos escenarios. [ 104 ] Hartle y Hawking propusieron la hipótesis sin límites para la creación inicial del Universo, en la que la inflación surge de forma natural. [ 111 ] [ 112 ] [ 113 ]

Guth describió el universo inflacionario como el "almuerzo gratis definitivo": [ 114 ] [ 115 ] nuevos universos, similares al nuestro, se producen continuamente en un vasto fondo inflacionario. Las interacciones gravitacionales, en este caso, eluden (pero no violan) la primera ley de la termodinámica ( conservación de la energía ) y la segunda ley de la termodinámica ( entropía y el problema de la flecha del tiempo ). Sin embargo, aunque hay consenso en que esto resuelve el problema de las condiciones iniciales, algunos lo han cuestionado, ya que es mucho más probable que el Universo surgiera por una fluctuación cuántica . Don Page fue un crítico declarado de la inflación debido a esta anomalía. [ 116 ] Subrayó que la flecha del tiempo termodinámica requiere condiciones iniciales de baja entropía , lo cual sería altamente improbable. Según ellos, en lugar de resolver este problema, la teoría de la inflación lo agrava: el recalentamiento al final de la era inflacionaria aumenta la entropía, lo que hace necesario que el estado inicial del Universo sea aún más ordenado que en otras teorías del Big Bang sin fase inflacionaria.

Hawking y Page posteriormente encontraron resultados ambiguos cuando intentaron calcular la probabilidad de inflación en el estado inicial de Hartle-Hawking. [ 117 ] Otros autores han argumentado que, dado que la inflación es eterna, la probabilidad no importa siempre que no sea precisamente cero: una vez que comienza, la inflación se perpetúa y rápidamente domina el Universo. [ 4 ] [ 118 ] : 223–225 Sin embargo, Albrecht y Lorenzo Sorbo argumentaron que la probabilidad de un cosmos inflacionario, consistente con las observaciones actuales, que emerge por una fluctuación aleatoria de algún estado preexistente es mucho mayor que la de un cosmos no inflacionario. Esto se debe a que la cantidad "semilla" de energía no gravitacional requerida para el cosmos inflacionario es mucho menor que la de una alternativa no inflacionaria, lo que supera cualquier consideración entrópica. [ 119 ]

Otro problema que se ha mencionado ocasionalmente es el problema trans-Planckiano o los efectos trans-Planckianos. [ 120 ] Dado que la escala de energía de la inflación y la escala de Planck son relativamente cercanas, algunas de las fluctuaciones cuánticas que han conformado la estructura de nuestro universo eran menores que la longitud de Planck antes de la inflación. Por lo tanto, debería haber correcciones de la física a escala de Planck, en particular de la desconocida teoría cuántica de la gravedad. Persiste cierta discrepancia sobre la magnitud de este efecto: sobre si está justo en el umbral de la detectabilidad o si es completamente indetectable. [ 121 ]

Inflación híbrida

Otro tipo de inflación, denominada inflación híbrida , es una extensión de la nueva inflación. Introduce campos escalares adicionales, de modo que mientras uno de ellos es responsable de la inflación normal de rodadura lenta, otro desencadena el fin de la inflación: cuando esta ha continuado durante un tiempo suficientemente prolongado, resulta favorable que el segundo campo decaiga a un estado de energía mucho menor. [ 122 ]

En la inflación híbrida, un campo escalar es responsable de la mayor parte de la densidad de energía (determinando así la tasa de expansión), mientras que otro es responsable del rodamiento lento (determinando así el período de inflación y su terminación). Por lo tanto, las fluctuaciones en el primer inflatón no afectarían la terminación de la inflación, mientras que las fluctuaciones en el segundo no afectarían la tasa de expansión. Por consiguiente, la inflación híbrida no es eterna. [ 123 ] [ 124 ] Cuando el segundo inflatón (de rodamiento lento) alcanza el fondo de su potencial, cambia la ubicación del mínimo del potencial del primer inflatón, lo que lleva a un rodamiento rápido del inflatón a lo largo de su potencial, llevando a la terminación de la inflación.

Relación con la energía oscura

La energía oscura es muy similar a la inflación y se cree que está provocando la aceleración de la expansión del universo actual. Sin embargo, la escala de energía de la energía oscura es mucho menor, de 10⁻¹² GeV, aproximadamente 27 órdenes de magnitud menor que la escala de la inflación . 

Inflación y cosmología de cuerdas

El descubrimiento de las compactificaciones de flujo abrió el camino para reconciliar la inflación y la teoría de cuerdas. [ 125 ] La inflación de branas sugiere que la inflación surge del movimiento de D-branas [ 126 ] en la geometría compactificada, generalmente hacia una pila de anti-D-branas. Esta teoría, regida por la acción de Dirac-Born-Infeld , es diferente de la inflación ordinaria. La dinámica no se comprende completamente. Parece que se requieren condiciones especiales ya que la inflación ocurre en el efecto túnel entre dos vacuas en el paisaje de cuerdas . El proceso de efecto túnel entre dos vacuas es una forma de inflación antigua, pero la nueva inflación debe ocurrir entonces por algún otro mecanismo.

Inflación y gravedad cuántica de bucles

Al investigar los efectos que la teoría de la gravedad cuántica de bucles tendría en la cosmología, se ha desarrollado un modelo de cosmología cuántica de bucles que proporciona un posible mecanismo para la inflación cosmológica. La gravedad cuántica de bucles presupone un espaciotiempo cuantizado. Si la densidad de energía es mayor de lo que puede contener el espaciotiempo cuantizado, se cree que rebota. [ 127 ]

Alternativas y complementos

Se han propuesto otros modelos que, según se afirma, explican algunas o todas las observaciones relacionadas con la inflación.

Gran rebote

La hipótesis del gran rebote intenta reemplazar la singularidad cósmica con una contracción y rebote cósmicos, explicando así las condiciones iniciales que llevaron al Big Bang. Los problemas de planitud y horizonte se resuelven naturalmente en la teoría de la gravedad de Einstein-Cartan -Sciama-Kibble, sin necesidad de una forma exótica de materia ni parámetros libres. [ 128 ] [ 129 ] Esta teoría extiende la relatividad general al eliminar una restricción de la simetría de la conexión afín y considerar su parte antisimétrica, el tensor de torsión , como una variable dinámica. El acoplamiento mínimo entre la torsión y los espinores de Dirac genera una interacción espín-espín que es significativa en la materia fermiónica a densidades extremadamente altas. Dicha interacción evita la singularidad no física del Big Bang, reemplazándola con un rebote tipo cúspide en un factor de escala mínimo finito, antes del cual el Universo se estaba contrayendo. La rápida expansión inmediatamente después del Gran Rebote explica por qué el Universo actual a las escalas más grandes parece espacialmente plano, homogéneo e isotrópico. A medida que disminuye la densidad del Universo, los efectos de la torsión se debilitan y el Universo entra gradualmente en la era dominada por la radiación.

Modelos ecpiróticos y cíclicos

Los modelos ekpiróticos y cíclicos también se consideran complementos de la inflación. Estos modelos resuelven el problema del horizonte mediante una época de expansión mucho antes del Big Bang, y luego generan el espectro requerido de perturbaciones de densidad primordiales durante una fase de contracción que conduce a un Big Crunch . El Universo atraviesa el Big Crunch y emerge en una fase caliente del Big Bang . En este sentido, recuerdan al universo oscilatorio de Richard Chace Tolman ; sin embargo, en el modelo de Tolman, la edad total del Universo es necesariamente finita, mientras que en estos modelos no necesariamente es así. Si se puede producir el espectro correcto de fluctuaciones de densidad, y si el Universo puede navegar con éxito la transición Big Bang/Big Crunch, sigue siendo un tema de controversia e investigación actual. Los modelos ekpiróticos evitan el problema del monopolo magnético siempre que la temperatura en la transición Big Crunch/Big Bang se mantenga por debajo de la Escala de Gran Unificación, ya que esta es la temperatura requerida para producir monopolos magnéticos en primer lugar. Tal como están las cosas, no hay evidencia de ninguna "ralentización" de la expansión, pero esto no es sorprendente ya que se espera que cada ciclo dure del orden de un billón de años. [ 130 ]

cosmología de gas de cuerdas

La teoría de cuerdas requiere que, además de las tres dimensiones espaciales observables, existan dimensiones adicionales que se enrollan o compactifican (véase también la teoría de Kaluza-Klein ). Las dimensiones adicionales aparecen como un componente frecuente de los modelos de supergravedad y otros enfoques de la gravedad cuántica . Esto planteó la cuestión contingente de por qué cuatro dimensiones del espacio-tiempo se volvieron grandes y el resto se volvieron inobservablemente pequeñas. Un intento de abordar esta cuestión, denominado cosmología del gas de cuerdas , fue propuesto por Robert Brandenberger y Cumrun Vafa . [ 131 ] Este modelo se centra en la dinámica del universo primitivo considerado como un gas caliente de cuerdas. Brandenberger y Vafa demuestran que una dimensión del espacio-tiempo solo puede expandirse si las cuerdas que la rodean pueden aniquilarse eficientemente entre sí, lo que se conoció como el mecanismo de Brandenberger-Vafa . Cada cuerda es un objeto unidimensional, y el mayor número de dimensiones en las que dos cuerdas se intersectan genéricamente (y, presumiblemente, se aniquilan) es tres. Por lo tanto, el número más probable de dimensiones espaciales no compactas (grandes) es tres. El trabajo actual sobre este modelo se centra en si puede lograr estabilizar el tamaño de las dimensiones compactificadas y producir el espectro correcto de perturbaciones de densidad primordiales. [ 132 ] El modelo original no "resolvió los problemas de entropía y planitud de la cosmología estándar", [ 133 ] aunque Brandenburger y coautores argumentaron posteriormente que estos problemas pueden eliminarse implementando la cosmología de gas de cuerdas en el contexto de un escenario de universo rebotante. [ 134 ] [ 135 ]

Variación c

Se han propuesto modelos cosmológicos que emplean una velocidad de la luz variable para resolver el problema del horizonte y ofrecer una alternativa a la inflación cósmica. En los modelos VSL, la constante fundamental c , que representa la velocidad de la luz en el vacío, es mayor en el universo temprano que su valor actual, lo que aumenta efectivamente el horizonte de partículas en el momento del desacoplamiento lo suficiente como para explicar la isotropía observada del CMB.

Críticas

Desde su introducción por Alan Guth en 1980, el paradigma inflacionario se ha generalizado. Sin embargo, muchos físicos, matemáticos y filósofos de la ciencia han expresado críticas, alegando predicciones imposibles de comprobar y falta de apoyo empírico serio. [ 4 ] En 1999, John Earman y Jesús Mosterín publicaron una exhaustiva revisión crítica de la cosmología inflacionaria, concluyendo:

"No creemos que existan, hasta el momento, buenas razones para admitir ninguno de los modelos de inflación en el núcleo estándar de la cosmología." [ 5 ]

Como señaló Roger Penrose desde 1986, para que la inflación funcione, requiere unas condiciones iniciales extremadamente específicas, por lo que el problema (o pseudoproblema) de las condiciones iniciales no se resuelve:

«Hay algo fundamentalmente erróneo en intentar explicar la uniformidad del universo primitivo como resultado de un proceso de termalización. ... Porque, si la termalización realmente produce algún efecto... entonces representa un aumento definido de la entropía. Por lo tanto, el universo habría sido aún más especial antes de la termalización que después.» [ 136 ]

El problema de las condiciones iniciales específicas o "finamente ajustadas" no se habría resuelto; habría empeorado. En una conferencia en 2015, Penrose dijo que

"La inflación no es falsable, es falsada. ... BICEP hizo un servicio maravilloso al sacar a todos los inflacionistas de su caparazón y dejarlos en evidencia." [ 6 ]

Una crítica recurrente a la inflación es que el campo inflatón invocado no se corresponde con ningún campo físico conocido, y que su curva de energía potencial parece ser un artificio ad hoc para acomodar casi cualquier dato disponible. Paul Steinhardt , uno de los padres fundadores de la cosmología inflacionaria, denomina «mala inflación» a un período de expansión acelerada cuyo resultado entra en conflicto con las observaciones, y «buena inflación» a uno compatible con ellas.

"No solo es más probable una inflación negativa que una positiva, sino que la ausencia de inflación es más probable que cualquiera de las dos... Roger Penrose consideró todas las configuraciones posibles del inflatón y los campos gravitatorios. Algunas de estas configuraciones conducen a la inflación... Otras configuraciones conducen directamente a un universo plano y uniforme, sin inflación. Obtener un universo plano es improbable en general. Sin embargo, la sorprendente conclusión de Penrose fue que obtener un universo plano sin inflación es mucho más probable que con inflación, ¡por un factor de 10 elevado a la potencia de googol [ e ] !" [ 4 ] [ 118 ]

Junto con Anna Ijjas y Abraham Loeb , escribió artículos que afirmaban que el paradigma inflacionario está en problemas a la luz de los datos del satélite Planck . [ 137 ] [ 138 ]

Alan Guth , David Kaiser y Yasunori Nomura [ 139 ] y Linde, [ 140 ] presentaron contraargumentos diciendo que

"La inflación cósmica está más fuerte que nunca". [ 139 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ Las perturbaciones pueden representarse mediante modos de Fourier de una longitud de onda . Cada modo de Fourier tiene una distribución normal (generalmente llamada gaussiana) con media cero. Los diferentes componentes de Fourier no están correlacionados. La varianza de un modo depende únicamente de su longitud de onda de tal manera que, dentro de cualquier volumen dado, cada longitud de onda contribuye con una cantidad igual de potencia al espectro de perturbaciones. Dado que la transformada de Fourier es tridimensional, esto significa que la varianza de un modo es proporcional a 1/ k³ para compensar el hecho de que , dentro de cualquier volumen, el número de modos con un número de onda k dadoproporcional a k³ .
  2. ↑ Esto se conoce como un espectro "rojo", en analogía con el desplazamiento al rojo , porque el espectro tiene más potencia en longitudes de onda más largas.
  3. ↑ Técnicamente, estas condiciones son que la derivada logarítmica del potencial, ϵ=12(V′V)2 {\displaystyle \ \epsilon ={\tfrac {1}{2}}\left({\tfrac {V'}{V}}\right)^{2}\ }y segunda derivada η=V″V {\displaystyle \ \eta ={\tfrac {V''}{V}}\ }ambos son pequeños, donde V {\displaystyle \ V\ }es el potencial, y las ecuaciones están escritas en unidades de Planck reducidas . [ 97 ]
  4. ↑ Técnicamente, esto se debe a que el potencial del inflatón se expresa como una serie de Taylor en ϕmetroPAGlk ,{\displaystyle \ {\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\ ,}dónde ϕ {\displaystyle \ \mathrm {\phi } \ }es la inflación y metroPAGlk {\displaystyle \ m_{\mathsf {Plk}}\ }es la masa de Planck . Mientras que para un solo término, como el término de masa metroϕ4(ϕmetroPAGlk)2 ,{\displaystyle \ m_{\mathrm {\phi } }^{4}\left({\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\right)^{2}\ ,}Las condiciones de rodadura lenta pueden cumplirse para ϕ {\displaystyle \ \mathrm {\phi } \ }mucho mayor que metroPAGlk ,{\displaystyle \ m_{\mathsf {Plk}}\ ,}Esta es precisamente la situación en la teoría de campos efectiva en la que se esperaría que los términos de orden superior contribuyeran y destruyeran las condiciones para la inflación. La ausencia de estas correcciones de orden superior puede verse como otro tipo de ajuste fino. [ 100 ]
  5. ↑ Un googol es 10100 , por lo tanto Steinhardt [ 4 ] afirma que la razón de probabilidad es 10 10100 .

Referencias

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