Inflación (cosmología)

Teoría de la rápida expansión del universo.

En cosmología física , inflación cósmica , inflación cosmológica , o simplemente inflación , es una teoría de la expansión exponencial del espacio en el universo primitivo . Se cree que la época inflacionaria duró desde 10 ⁻³⁶  segundos hasta entre 10 ⁻³³ y 10 ⁻³²  segundos después del Big Bang . Después del período inflacionario, el universo siguió expandiéndose, pero a un ritmo más lento. La aceleración de esta expansión debida a la energía oscura comenzó cuando el universo ya tenía más de 7.700 millones de años (hace 5.400 millones de años). ^[1]

La teoría de la inflación se desarrolló a finales de los años 1970 y principios de los 80, 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 . Alexei Starobinsky, Alan Guth y Andrei Linde ganaron el Premio Kavli 2014 "por ser pioneros en la teoría de la inflación cósmica". ^[2] 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 (ver formación y evolución de galaxias y formación de estructuras ). ^[3] 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. La mayoría de los físicos aceptan el paradigma inflacionario básico, ya que la observación ha confirmado una serie de predicciones de modelos de inflación; ^[a] sin embargo, una minoría sustancial de científicos disiente de esta posición. ^{[5] [6] [7] El} campo hipotético que se cree que es responsable de la inflación se llama inflatón . ^[8]

En 2002, tres de los arquitectos originales de la teoría fueron reconocidos por sus principales contribuciones; Los físicos Alan Guth del MIT , Andrei Linde de Stanford y Paul Steinhardt de Princeton compartieron el prestigioso Premio Dirac "por el desarrollo del concepto de inflación en cosmología". ^[9] En 2012, Guth y Linde recibieron el premio Breakthrough Prize en Física Fundamental por su invención y desarrollo de la cosmología inflacionaria. ^[10]

Descripción general

Hacia 1930, Edwin Hubble descubrió que la luz procedente de galaxias remotas estaba desplazada al rojo ; cuanto más remoto, más desplazado. Esto implica que las galaxias se están alejando de la Tierra, y las galaxias más distantes se alejan más rápidamente, de modo que las galaxias también se alejan unas de otras. Esta expansión del universo fue predicha previamente por Alexander Friedmann y Georges Lemaître a partir de la teoría de la relatividad general . Puede entenderse como una consecuencia de un impulso inicial, que hizo que los contenidos del universo se separaran a tal velocidad que su atracción gravitacional mutua no revirtió su separación.

La inflación puede proporcionar este impulso inicial. Según las ecuaciones de Friedmann que describen la dinámica de un universo en expansión, un fluido con una presión suficientemente negativa ejerce repulsión gravitacional en el contexto cosmológico. Un campo en un estado de falso vacío de energía positiva podría representar dicho fluido, y la repulsión resultante llevaría al universo a una expansión exponencial. Esta fase de inflación fue propuesta originalmente por Alan Guth en 1979 porque la expansión exponencial podría diluir reliquias exóticas, como los monopolos magnéticos , que fueron predichas por las grandes teorías unificadas de la época. Esto explicaría por qué no se vieron tales reliquias. Rápidamente se comprendió que una expansión tan acelerada resolvería el problema del horizonte y el problema de la planitud . Estos problemas surgen de la noción de que, para tener el aspecto actual , el Universo debe haber comenzado a partir de condiciones iniciales muy finamente sintonizadas o "especiales" en el Big Bang.

Teoría

Un universo en expansión generalmente tiene un horizonte cosmológico que, por analogía con el horizonte más familiar causado por la curvatura de la superficie de la Tierra , marca el límite de la parte del Universo que un observador puede ver. La luz (u otra radiación) emitida por objetos más allá del horizonte cosmológico en un universo en aceleración nunca llega al observador, porque el espacio entre el observador y el objeto se está expandiendo demasiado rápidamente.

Historia del Universo : se supone que las ondas gravitacionales surgen de la inflación cósmica, una fase de expansión acelerada justo después del Big Bang . ^{[11] [12] [13]}

El universo observable es una porción causal de un universo no observable mucho más grande; Otras partes del Universo aún no pueden comunicarse con la Tierra. Estas partes del Universo están fuera de nuestro horizonte cosmológico actual. En el modelo estándar del big bang caliente, sin inflación, el horizonte cosmológico se desplaza, dejando a la vista nuevas regiones. ^[14] Sin embargo, cuando un observador local ve una región de este tipo por primera vez, no se ve diferente de cualquier otra región del espacio que el observador local ya haya visto: su radiación de fondo está casi a la misma temperatura que la radiación de fondo de otras regiones. , y su curvatura espacio-temporal está evolucionando al mismo ritmo que los demás. Esto presenta un misterio: ¿cómo supieron estas nuevas regiones qué temperatura y curvatura se suponía que debían tener? No podrían haberlo aprendido al recibir señales, porque previamente no estaban en comunicación con nuestro cono de luz del pasado . ^{[15] [16]}

La inflación responde a esta pregunta postulando que todas las regiones provienen de una era anterior con una gran energía de vacío, o constante cosmológica . Un espacio con una constante cosmológica es cualitativamente diferente: en lugar de moverse hacia afuera, el horizonte cosmológico permanece quieto. Para cualquier observador, la distancia al horizonte cosmológico es constante. Con el espacio en expansión exponencial, dos observadores cercanos se separan muy rápidamente; Tanto es así, que la distancia entre ellos rápidamente supera los límites de la comunicación. Las porciones espaciales se están expandiendo muy rápidamente para cubrir enormes volúmenes. Las cosas se mueven constantemente más allá del horizonte cosmológico, que está a una distancia fija, y todo se vuelve homogéneo.

A medida que el campo inflacionario se relaja lentamente hasta convertirse en el vacío, la constante cosmológica llega a cero y el espacio comienza a expandirse normalmente. Las nuevas regiones que aparecen durante la fase de expansión normal son exactamente las mismas regiones que fueron expulsadas del horizonte durante la inflación, por lo que tienen casi la misma temperatura y curvatura, porque provienen de la misma porción de espacio originalmente pequeña. .

La teoría de la inflación explica así por qué las temperaturas y curvaturas de diferentes regiones son casi iguales. También predice que la curvatura total de una porción espacial en un tiempo global constante es cero. Esta predicción implica que la materia ordinaria total, la materia oscura y la energía residual del vacío en el Universo tienen que sumar la densidad crítica , y la evidencia lo respalda. Más sorprendentemente, la inflación permite a los físicos calcular las mínimas diferencias de temperatura de diferentes regiones a partir de fluctuaciones cuánticas durante la era inflacionaria, y muchas de estas predicciones cuantitativas han sido confirmadas. ^{[17] [18]}

El espacio se expande

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 separarán entre sí a un ritmo acelerado, al menos mientras no estén unidos por ninguna fuerza. . Desde el punto de vista de uno de esos objetos, el espacio-tiempo es algo así como un agujero negro de Schwarzschild del revés: cada objeto está rodeado por un horizonte de sucesos esférico. Una vez que el otro objeto ha caído a través de este horizonte, nunca podrá regresar, e incluso las señales luminosas 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 porción de un universo inflado se puede describir mediante la siguiente métrica : ^{[19] [20]}

${\displaystyle ds^{2}=-(1-\Lambda r^{2})\,c^{2}dt^{2}+{1 \over 1-\Lambda r^{2}}\,dr^{2}+r^{2}\,d\Omega ^{2}.}$

Este espacio-tiempo en expansión exponencial se llama espacio de De Sitter , y para sostenerlo debe haber una constante cosmológica , una densidad de energía del vacío que sea 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 .

Por lo general, la inflación no es una expansión exactamente exponencial, sino más bien cuasi 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 heterogeneidades

Debido a que la expansión acelerada del espacio extiende cualquier variación inicial en densidad o temperatura a escalas de longitud muy grandes, una característica esencial de la inflación es que suaviza las heterogeneidades 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 faltas de homogeneidad 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 física de partículas . Si el Universo estuviera 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 "teorema sin pelo" inflacionario ^[21] por analogía con el teorema sin pelo de los agujeros negros .

El teorema de "sin pelo" funciona esencialmente porque el horizonte cosmológico no es diferente del horizonte de un agujero negro, excepto por desacuerdos no comprobables sobre lo que hay al otro lado. La interpretación del teorema de la ausencia de pelo es que el Universo (observable y no observable) se expande en un factor enorme durante la inflación. En un universo en expansión, las densidades de energía generalmente caen o se diluyen a medida que aumenta el volumen del Universo. Por ejemplo, la densidad de la materia "fría" ordinaria (polvo) disminuye en proporción inversa al 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 se duplican las dimensiones lineales, la densidad de energía en la radiación cae en un factor de dieciséis (ver la solución de la ecuación de continuidad de la densidad de energía para un fluido ultrarelativista ). Durante la inflación, la densidad de energía en el campo de inflación es aproximadamente constante. Sin embargo, la densidad de energía en todo lo demás, incluidas las faltas de homogeneidad, la curvatura, las anisotropías, las partículas exóticas y las partículas de modelo estándar, está cayendo, y con una inflación suficiente todo esto se vuelve insignificante. Esto deja al Universo plano y simétrico, y (aparte del campo homogéneo de inflación) prácticamente vacío, en el momento en que termina la inflación y comienza el recalentamiento. ^[b]

Duración

Un requisito clave es que la inflación debe continuar el tiempo suficiente para producir el universo observable actual a partir de un único y pequeño volumen inflacionario del Hubble . Esto es necesario para garantizar que el Universo parezca plano, homogéneo e isotrópico en las mayores escalas observables. Generalmente se piensa que este requisito se cumple si el Universo se expandiera en un factor de al menos 10²⁶ durante la inflación. ^[C]

Recalentar

La inflación es un período de expansión sobreenfriada, cuando la temperatura cae en un factor de 100.000 aproximadamente. (La caída exacta depende del modelo, pero en los primeros modelos normalmente era de 10^27K  hasta 10²²  K. ^[23] ) Esta temperatura relativamente baja se mantiene durante la fase inflacionaria. Cuando termina la inflación la temperatura vuelve a la temperatura preinflacionaria; Esto se llama recalentamiento o termalización porque la gran energía potencial del campo inflatón se desintegra en partículas y llena el Universo conpartículas del Modelo Estándar , incluida la radiación electromagnética , iniciando ladel Universo dominada por la radiación . Debido a que se desconoce la naturaleza del campo inflatón, este proceso aún no se comprende bien, aunque se cree que tiene lugar mediante una resonancia paramétrica . ^{[24] [25]}

Motivaciones

La inflación resuelve varios problemas de la cosmología del Big Bang que se descubrieron en los años setenta. ^[26] La inflación fue propuesta por primera vez por Alan Guth en 1979 mientras investigaba el problema de por qué no se ven monopolos magnéticos hoy en día; Descubrió que un falso vacío de energía positiva generaría , según la relatividad general , una expansión exponencial del espacio. Rápidamente se comprendió que tal expansión resolvería muchos otros problemas de larga data. Estos problemas surgen de la observación de que para tener el aspecto actual , el Universo tendría que haber comenzado a partir de condiciones iniciales muy finamente sintonizadas o "especiales" en el Big Bang. La inflación intenta resolver estos problemas proporcionando un mecanismo dinámico que impulsa al Universo a este estado especial, haciendo así que un universo como el nuestro sea mucho más probable en el contexto de la teoría del Big Bang.

Problema de 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 se distribuyen de manera homogénea e isotrópica porque están en equilibrio térmico: el gas en todo el recipiente ha tenido suficiente tiempo para interactuar y disipar las faltas de homogeneidad y las anisotropías. La situación es bastante diferente en el modelo del big bang sin inflación, porque la expansión gravitacional no da al universo primitivo tiempo suficiente para equilibrarse. En un big bang con sólo la materia y la radiación conocidas en el Modelo Estándar, dos regiones muy separadas del universo observable no pueden haberse equilibrado porque se separan una de otra más rápido que la velocidad de la luz y, por lo tanto, nunca han entrado en contacto causal . En el Universo primitivo no era posible enviar señales luminosas entre ambas regiones. Como no han tenido interacción, es difícil explicar por qué tienen la misma temperatura (están térmicamente equilibrados). Históricamente, las soluciones propuestas incluyeron el universo Phoenix de Georges Lemaître , ^[30] el universo oscilatorio relacionado de Richard Chase Tolman , ^[31] y el universo Mixmaster de Charles Misner . Lemaître y Tolman propusieron que un universo que sufriera varios ciclos de contracción y expansión podría alcanzar el equilibrio térmico. Sin embargo, sus modelos fracasaron debido a la acumulación de entropía a lo largo de varios ciclos. Misner hizo la conjetura (en última instancia incorrecta) de que el mecanismo Mixmaster, que hizo que el Universo fuera más caótico, podría conducir a la homogeneidad estadística y la isotropía. ^{[28] [32]}

problema de planitud

El problema de la planitud a veces se denomina una de las coincidencias de Dicke (junto con el problema de la constante cosmológica ). ^{[33] [34]} En la década de 1960 se supo que la densidad de la materia en el Universo era comparable a la densidad crítica necesaria para un universo plano (es decir, un universo cuya geometría a gran escala es la geometría euclidiana habitual , en lugar de una geometría hiperbólica o esférica no euclidiana ). ^{[35] (pág. 61)}

Por tanto, independientemente de la forma del universo, la contribución de la curvatura espacial a la expansión del Universo no podría ser mucho mayor que la contribución de la materia. Pero a medida que el Universo se expande, la curvatura se desplaza hacia el rojo más lentamente que la materia y la radiación. Extrapolado al pasado, esto presenta un problema de ajuste porque la contribución de la curvatura al Universo debe ser exponencialmente pequeña (dieciséis órdenes de magnitud menos que la densidad de radiación en la nucleosíntesis del Big Bang , por ejemplo). Este problema se ve exacerbado por observaciones recientes del fondo cósmico de microondas que han demostrado que el Universo es plano dentro de un pequeño porcentaje. ^[36]

Problema del monopolo magnético

El problema del monopolo magnético , a veces llamado "el problema de las reliquias exóticas", dice que si el universo primitivo fuera muy caliente, se habría producido una gran cantidad de monopolos magnéticos estables y muy pesados. ^{[ ¿ por qué? ]}

Los monopolos magnéticos estables son un problema para las Grandes Teorías Unificadas , que proponen que a altas temperaturas (como en el universo temprano) la fuerza electromagnética , las fuerzas nucleares fuerte y débil no son en realidad fuerzas fundamentales, sino que surgen debido a la ruptura espontánea de la simetría a partir de un solo teoría del calibre . ^[d] Estas teorías predicen una serie de partículas pesadas y estables que no se han observado en la naturaleza. El más notorio es el monopolo magnético, una especie de "carga" pesada y estable de campo magnético. ^{[38] [39]}

Se predice que los monopolos se producirán copiosamente siguiendo las Grandes Teorías Unificadas a alta temperatura, ^{[40] [41]} y deberían haber persistido hasta el día de hoy, hasta tal punto que se convertirían en el constituyente principal del Universo. ^{[42] [43]} No sólo no es así, sino que todas las búsquedas han fracasado, imponiendo límites estrictos a la densidad de los monopolos magnéticos reliquias en el Universo. ^[44]

Un período de inflación que se produzca por debajo de la temperatura a la que se pueden producir los monopolos magnéticos ofrecería una posible solución a este problema: los monopolos se separarían entre sí a medida que el Universo a su alrededor se expandiera, lo que podría reducir su densidad observada en muchos órdenes de magnitud. Sin embargo, como ha escrito el cosmólogo Martin Rees ,

"A los escépticos de la física exótica quizá no les impresione mucho un argumento teórico para explicar la ausencia de partículas que en sí mismas son sólo hipotéticas. ¡La medicina preventiva puede parecer 100 por ciento eficaz contra una enfermedad que no existe!" ^[45]

Historia

Precursores

En los primeros días de la Relatividad General , Albert Einstein introdujo la constante cosmológica para permitir una solución estática , que era una esfera tridimensional con una densidad uniforme de materia. Más tarde, Willem de Sitter encontró un universo inflador altamente simétrico, que describía un universo con una constante cosmológica que de otro modo estaría vacío. ^[46] Se descubrió que el universo de Einstein es inestable y que pequeñas fluctuaciones hacen que colapse o se convierta en un universo de Sitter.

En 1965, Erast Gliner propuso una suposición única sobre la presión del Universo temprano en el contexto de las ecuaciones de Einstein-Friedmann. Según su idea, la presión era negativamente proporcional a la densidad de energía. Esta relación entre presión y densidad de energía sirvió como predicción teórica inicial de la energía oscura.

A principios de la década de 1970, Zeldovich notó los problemas de planitud y horizonte de la cosmología del Big Bang; Antes de su trabajo, se suponía que la cosmología era simétrica por motivos puramente filosóficos. ^[6] En la Unión Soviética, esta y otras consideraciones llevaron a Belinski y Khalatnikov a analizar la caótica singularidad de 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 instantónicas 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 la mecánica estadística (agua por debajo de la temperatura de congelación o por encima del punto de ebullición), un campo cuántico necesitaría nuclear una burbuja suficientemente grande del nuevo vacío, la nueva fase, para poder realizar una transición. Coleman encontró la vía de descomposición más probable para la descomposición del vacío y calculó la vida útil inversa por unidad de volumen. Finalmente observó que los efectos gravitacionales serían significativos, pero no los calculó ni aplicó los resultados a la cosmología.

El universo podría haber sido creado espontáneamente a partir de la nada (sin espacio , tiempo ni materia ) mediante fluctuaciones cuánticas de falso vacío metaestable que provocaron una burbuja en expansión de vacío verdadero. ^[47]

Inflación de Starobinsky

En la Unión Soviética, Alexei Starobinsky señaló que las correcciones cuánticas de la relatividad general deberían ser importantes para el universo primitivo. Estos conducen genéricamente a correcciones de curvatura al cuadrado de la acción de Einstein-Hilbert y una forma de gravedad modificada f ( R ) . La solución de las ecuaciones de Einstein en presencia de términos de curvatura al cuadrado, cuando las curvaturas son grandes, conduce a una constante cosmológica efectiva. Por tanto, propuso que el universo primitivo pasó por una era inflacionaria de De Sitter. ^[48] ​​Esto resolvió los problemas de cosmología y condujo a predicciones específicas para las correcciones de la radiación de fondo de microondas, correcciones que luego se calcularon en detalle. Starobinsky utilizó la acción.

${\displaystyle S={\frac {1}{2}}\int d^{4}x\left(R+{\frac {R^{2}}{6M^{2}}}\right)}$

que corresponde al potencial

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

en el marco de Einstein. Esto da como resultado los observables: ^[49] ${\displaystyle n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.}$

Problema monopolar

En 1978, Zeldovich observó el problema del monopolo magnético, que era una versión cuantitativa inequívoca del problema del horizonte, esta vez en un subcampo de la física de partículas, lo que condujo a varios intentos especulativos para resolverlo. En 1980, Alan Guth se dio cuenta de que la falsa desintegración del vacío en el universo primitivo resolvería el problema, lo que le llevó a proponer una inflación impulsada por escalas. Los escenarios de Starobinsky y Guth predijeron una fase inicial de De Sitter, difiriendo sólo en detalles mecanicistas.

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). La gráfica ilustra cómo el modo de perturbación crece más que el horizonte durante la inflación cosmológica antes de regresar al horizonte, que crece rápidamente durante la dominación de la radiación. Si la inflación cosmológica nunca hubiera ocurrido y el dominio de la radiación continuara hasta una singularidad gravitacional , entonces el modo nunca habría estado dentro del horizonte en el universo primitivo, y ningún mecanismo causal podría haber asegurado que el universo fuera homogéneo en la escala del universo. modo de perturbación.

Guth propuso la inflación en enero de 1981 para explicar la inexistencia de monopolos magnéticos; ^{[50] [51]} fue Guth quien acuñó el término "inflación". ^[52] Al mismo tiempo, Starobinsky argumentó que las correcciones cuánticas a la gravedad reemplazarían la supuesta singularidad inicial del Universo con una fase de Sitter en expansión exponencial. ^[53] 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, ^{[54] [55]} mientras que Sato sugirió que una expansión exponencial podría eliminar las paredes de dominio (otro tipo de reliquia exótica). ^[56] En 1981, Einhorn y Sato ^[57] publicaron un modelo similar al de Guth y demostraron que resolvería el rompecabezas de la abundancia del monopolo magnético en las Grandes Teorías Unificadas. Al igual que Guth, llegaron a la conclusión de que tal modelo no sólo requería un ajuste fino de la constante cosmológica, sino que también conduciría probablemente a un universo demasiado granular, es decir, a grandes variaciones de densidad resultantes de colisiones con 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, que se parece mucho a una constante cosmológica . A medida que el universo primitivo se enfrió, quedó atrapado en un estado metaestable (estaba sobreenfriado), del que sólo podía desintegrarse mediante el proceso de nucleación de burbujas mediante túneles cuánticos . Burbujas de vacío verdadero se forman espontáneamente en el mar de vacío falso y rápidamente comienzan a expandirse a la velocidad de la luz . Guth reconoció que este modelo era problemático porque no se recalentaba adecuadamente: cuando las burbujas se nucleaban, no generaban ninguna radiación. La radiación sólo podría generarse en colisiones entre las paredes de las burbujas. Pero si la inflación duró lo suficiente como para resolver los problemas de las condiciones iniciales, las colisiones entre burbujas se volvieron extremadamente raras. En cualquier parche causal es probable que sólo se nucle una burbuja.

... Kazanas (1980) llamó a esta fase del Universo temprano "fase de De Sitter". El nombre "inflación" lo dio Guth (1981). ... El propio Guth no se refirió al trabajo de Kazanas hasta que publicó un libro sobre el tema bajo el título The Inflationary Universe: The quest for a new Theory of cosmic origin (1997), donde se disculpa por no haber hecho referencia al trabajo de Kazanas. Kazanas y de otros, relacionados con la inflación. ^[58]

Inflación lenta

El problema de la colisión de burbujas fue resuelto por Linde ^[59] e independientemente por Andreas Albrecht y Paul Steinhardt ^[60] en un modelo llamado nueva inflación o inflación lenta (el modelo de Guth pasó a ser conocido como inflación antigua ). En este modelo, en lugar de salir de un falso estado de vacío, la inflación se produjo mediante un campo escalar que desciende por una colina de energía potencial. Cuando el campo rueda muy lentamente en comparación con la expansión del Universo, se produce inflación. Sin embargo, cuando la colina se vuelve más pronunciada, la inflación termina y puede ocurrir un recalentamiento.

Efectos de las asimetrías

Finalmente, se demostró que la nueva inflación no produce un universo perfectamente simétrico, sino que se crean fluctuaciones cuánticas en la inflación. Estas fluctuaciones forman las semillas primordiales de toda estructura creada en el universo posterior. ^[61] Estas fluctuaciones fueron calculadas por primera vez por Viatcheslav Mukhanov y GV Chibisov al analizar el modelo similar de Starobinsky. ^{[62] [63] [64]} En el contexto de la inflación, se resolvieron independientemente del trabajo de Mukhanov y Chibisov en el Taller Nuffield de tres semanas de duración sobre el Universo Muy Temprano de 1982 en la Universidad de Cambridge . ^[65] Las fluctuaciones fueron calculadas por cuatro grupos que trabajaron por separado durante el transcurso del taller: Stephen Hawking ; ^[66] Starobinsky; ^[67] Guth y So-Young Pi ; ^[68] y Bardeen , Steinhardt y Turner . ^[69]

Estado de observación

La inflación es un mecanismo para realizar el principio cosmológico , que es la base del modelo estándar de cosmología física: explica la homogeneidad y la isotropía del universo observable. Además, explica la planitud observada y la ausencia de monopolos magnéticos. Desde los primeros trabajos de Guth, cada una de estas observaciones ha recibido confirmación adicional, de manera más impresionante gracias a las observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas realizadas por la nave espacial Planck . ^[70] Este análisis muestra que el Universo es plano hasta dentro 1 /2por ciento, y que sea homogéneo e isotrópico a 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 de la mecánica cuántica en la época inflacionaria. La forma detallada del espectro de perturbaciones, llamado campo aleatorio gaussiano casi invariante de escala, es muy específica y tiene sólo 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 idealizado de De Sitter). ^[e] 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. ^[71]

La inflación predice que las perturbaciones observadas deberían estar en equilibrio térmico entre sí (se denominan perturbaciones adiabáticas o isentrópicas ). Esta estructura de 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 actual Sloan Digital Sky Survey . ^[72] Estos experimentos han demostrado que una parte de cada 100.000 heterogeneidades observadas tiene 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 de Harrison-Zel'dovich invariante en escala. Los modelos de inflación más simples predicen que n _s está entre 0,92 y 0,98. ^{[73] [71] [74] [f]} Este es el rango que es posible sin ajuste fino de los parámetros relacionados con la energía. ^[74] A partir de los datos de Planck se puede inferir que n _s = 0,968 ± 0,006, ^{[70] [75]} y una relación tensor -escalar inferior a 0,11. Estos se consideran una confirmación importante de la teoría de la inflación. ^[17]

Se han propuesto varias teorías de la inflación que hacen predicciones radicalmente diferentes, pero en general tienen muchos más ajustes de los que deberían ser necesarios. ^{[73] [71]} Sin embargo, como modelo físico, la inflación es más valiosa porque predice sólidamente las condiciones iniciales del Universo basándose sólo en dos parámetros ajustables: el índice espectral (que sólo puede cambiar en un rango pequeño) y el amplitud de las perturbaciones. Excepto en los modelos artificiales, esto es cierto independientemente de cómo se realice la inflación en la física de partículas.

En ocasiones se observan efectos que parecen contradecir los modelos más simples de inflación. Los datos de WMAP del primer año sugirieron que el espectro podría no ser casi invariante en escala, sino que podría tener una ligera curvatura. ^[76] Sin embargo, los datos del tercer año revelaron que el efecto fue una anomalía estadística. ^[17] Otro efecto observado desde el primer satélite cósmico de fondo de microondas, el Cosmic Background Explorer , 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 otras físicas nuevas, contaminación de primer plano o incluso sesgo de publicación . ^[77]

Se está llevando a cabo un programa experimental para probar más la inflación con mediciones de CMB más precisas. En particular, 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 correcta. ^{[71] [74]} En marzo de 2014, el equipo BICEP2 anunció la polarización del CMB en modo B, lo que confirma que se había demostrado la inflación. El equipo anunció que la relación de potencia tensor-escalar r estaba entre 0,15 y 0,27 (rechazando la hipótesis nula ; se espera que r sea 0 en ausencia de inflación). ^[78] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos; ^{[79] [80] [81]} el 19 de septiembre de 2014, se informó de una nueva reducción de la confianza ^{[82] [83]} y, el 30 de enero de 2015, se informó aún menos confianza. ^{[84] [85]} Para 2018, datos adicionales sugirieron, con un 95% de confianza, quees 0,06 o menos: consistente con la hipótesis nula, pero también consistente con muchos modelos restantes de inflación. ^[78] ${\displaystyle r}$

Se esperan otras mediciones potencialmente corroboradoras de la nave espacial Planck , aunque no está claro si la señal será visible o si la contaminación de fuentes en primer plano interferirá. ^[86] Otras mediciones futuras, como las de radiación de 21 centímetros (radiación emitida y absorbida por el hidrógeno neutro antes de que se formaran las primeras estrellas ), pueden medir el espectro de energía con una resolución incluso mayor que el CMB y los estudios de galaxias, aunque no se sabe. si estas mediciones serán posibles o si las interferencias con las fuentes de radio en la Tierra y en la galaxia serán demasiado grandes. ^[87]

Estado teórico

Problema no resuelto 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 de inflación que da lugar a la inflación?

(más problemas sin resolver en física)

En la primera propuesta de Guth, se pensaba que el inflatón era el campo de Higgs , el campo que explica la masa de las partículas elementales. ^[51] Ahora algunos creen que el inflatón no puede ser el campo de Higgs ^[88] aunque el reciente descubrimiento del bosón de Higgs ha aumentado el número de trabajos que consideran el campo de Higgs como inflatón. ^[g] Un problema de esta identificación es la tensión actual con los datos experimentales en la escala electrodébil , ^[90] que actualmente está bajo estudio en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC). Otros modelos de inflación se basaron en las propiedades de las Grandes Teorías Unificadas. ^[60] Dado que los modelos más simples de gran unificación han fracasado, muchos físicos ahora piensan que la inflación se incluirá en una teoría supersimétrica como la teoría de cuerdas o una gran teoría unificada supersimétrica. En la actualidad, mientras que la inflación se entiende principalmente por sus predicciones detalladas de las condiciones iniciales del universo temprano y caliente, la física de partículas es en gran medida una modelización ad hoc . Como tal, aunque las predicciones de inflación han sido consistentes con los resultados de las pruebas observacionales, quedan muchas preguntas abiertas.

Problema de ajuste

Uno de los desafíos más graves para la inflación surge de la necesidad de realizar ajustes . En una nueva inflación, deben cumplirse las condiciones de ralentización para que se produzca inflación. Las condiciones de balanceo lento dicen que el potencial de inflado debe ser plano (en comparación con la gran energía del vacío ) y que las partículas de inflado deben tener una masa pequeña. ^{[ se necesita aclaración ] [91]} 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. Por ejemplo, las teorías clásicas de campos invariantes de escala, donde la invariancia de escala se rompe mediante efectos cuánticos, proporcionan una explicación de la uniformidad de los potenciales inflacionarios, siempre que la teoría pueda estudiarse a través de la teoría de perturbaciones . ^[92]

Linde propuso una teoría conocida como inflación caótica en la que sugería que las condiciones para la inflación en realidad se satisfacían de manera bastante genérica. La inflación ocurrirá prácticamente en cualquier universo que comience en un estado caótico de alta energía que tenga un campo escalar con energía potencial ilimitada. ^[93] Sin embargo, en su modelo el campo de inflación necesariamente toma valores mayores que una unidad de Planck : por esta razón, a menudo se les llama modelos de campo grande y los nuevos modelos de inflación en competencia se llaman modelos de campo pequeño . En esta situación, se cree que las predicciones de la teoría de campos efectivos no son válidas, ya que la renormalización debería provocar grandes correcciones que podrían prevenir la inflación. ^[h] Este problema aún no se ha resuelto y algunos cosmólogos sostienen que los modelos de campos pequeños, en los que la inflación puede ocurrir a una escala de energía mucho menor, son mejores modelos. ^[95] Si bien la inflación depende de la teoría cuántica de campos (y de la aproximación semiclásica a la gravedad cuántica ) de manera importante, no se ha reconciliado completamente con estas teorías.

Brandenberger comentó sobre el ajuste en otra situación. ^[96] La amplitud de las heterogeneidades primordiales producidas en la inflación está directamente ligada a la escala energética de la inflación. Se sugiere que esta escala sea 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 verse como otra forma de ajuste fino (llamado problema de jerarquía ): la densidad de energía dada por el potencial escalar disminuye en 10 ⁻¹² en comparación con la densidad de Planck . Sin embargo, esto no suele considerarse un problema crítico, porque la escala de inflación corresponde naturalmente a la escala de unificación de indicadores.

Inflación eterna

En muchos modelos, la fase inflacionaria de la expansión del Universo dura para siempre en al menos algunas regiones del Universo. Esto ocurre porque las regiones infladas se expanden muy rápidamente y se reproducen. A menos que el ritmo de caída hacia la fase no inflacionaria sea lo suficientemente rápido, las nuevas regiones inflacionarias se producen más rápidamente que las regiones no inflacionarias. En tales modelos, la mayor parte del volumen del Universo se infla continuamente en un momento dado.

Todos los modelos de inflación eterna producen un multiverso hipotético infinito, típicamente un fractal. La teoría del multiverso ha creado una importante disensión en la comunidad científica sobre la viabilidad del modelo inflacionario.

Paul Steinhardt , uno de los arquitectos originales del modelo inflacionario, introdujo el primer ejemplo de inflación eterna en 1983. ^[97] Demostró que la inflación podría continuar para siempre produciendo burbujas de espacio no inflable lleno de materia caliente y radiación rodeada de Espacio vacío que continúa inflándose. Las burbujas no pudieron 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. ^[98]

Aunque la nueva inflación clásicamente reduce el potencial, las fluctuaciones cuánticas a veces pueden elevarlo a niveles anteriores. Estas regiones en las que la inflación fluctúa hacia arriba se expanden mucho más rápido que las regiones en las que la inflación 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. Hay teoremas bien conocidos según los cuales este estado estacionario no puede continuar para siempre en el pasado. El espaciotiempo inflacionario, similar al espacio de De Sitter, está incompleto sin una región en 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 tanto, es necesario tener 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 están inflando no lo tienen. Esto sugiere que el volumen de la parte del Universo que se infla en el panorama global es siempre inimaginablemente mayor que la parte que ha dejado de inflarse, aunque la inflación eventualmente termine, como lo ve cualquier observador preinflacionario. Los científicos no están de acuerdo sobre cómo asignar una distribución de probabilidad a este hipotético paisaje antrópico. Si la probabilidad de diferentes regiones se cuenta por volumen, se debe esperar que la inflación nunca termine o, aplicando condiciones de contorno de que exista un observador local para observarla, la inflación terminará 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 un defecto crítico en el paradigma inflacionario. Paul Steinhardt, quien fue el primero en introducir el modelo inflacionario eterno, ^[97] más tarde se convirtió en uno de sus críticos más acérrimos por esta razón. ^{[99] [100] [101]}

Condiciones iniciales

Algunos físicos han tratado de evitar el problema de las condiciones iniciales proponiendo modelos para un universo en eterna inflación y sin origen. ^{[102] [103] [104]} 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 a partir de la cosmología cuántica y la posterior inflación. Vilenkin planteó uno de esos escenarios. ^[98] Hartle y Hawking ofrecieron la propuesta sin límites para la creación inicial del Universo en el que la inflación se produce de forma natural. ^{[105] [106] [107]}

Guth describió el universo inflacionario como el "último almuerzo gratis": ^{[108] [109]} continuamente se producen nuevos universos, similares al nuestro, en un vasto contexto inflacionario. Las interacciones gravitacionales, en este caso, eluden (pero no violan) la primera ley de la termodinámica ( conservación de energía ) y la segunda ley de la termodinámica ( entropía y el problema de la flecha del tiempo ). Sin embargo, si bien 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 surgió por una fluctuación cuántica . Don Page fue un crítico abierto de la inflación debido a esta anomalía. ^[110] Hizo hincapié en que la flecha termodinámica del tiempo requiere condiciones iniciales de baja entropía , lo que sería muy poco probable. Según ellos, en lugar de resolver este problema, la teoría de la inflación lo agrava: el recalentamiento al final de la era de la inflación aumenta la entropía, lo que hace necesario que el estado inicial del Universo sea aún más ordenado que en otras teorías del Big Bang con sin fase de inflación.

Más tarde, Hawking y Page encontraron resultados ambiguos cuando intentaron calcular la probabilidad de inflación en el estado inicial de Hartle-Hawking. ^[111] Otros autores han argumentado que, dado que la inflación es eterna, la probabilidad no importa siempre que no sea exactamente cero: una vez que comienza, la inflación se perpetúa y rápidamente domina el Universo. ^{[5] [112] : 223–225} Sin embargo, Albrecht y Lorenzo Sorbo argumentaron que la probabilidad de que un cosmos inflacionario, consistente con las observaciones actuales, surja por una fluctuación aleatoria de algún estado preexistente es mucho mayor que la de un cosmos no-inflacionario. cosmos 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 pesa más que cualquier consideración entrópica. ^[113]

Otro problema que se ha mencionado ocasionalmente es el problema transplanckiano o efectos transplanckianos. ^[114] Dado que la escala de energía de la inflación y la escala de Planck son relativamente cercanas, algunas de las fluctuaciones cuánticas que han formado la estructura de nuestro universo eran más pequeñas 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. Sigue habiendo cierto desacuerdo sobre la magnitud de este efecto: sobre si está apenas en el umbral de la detectabilidad o es completamente indetectable. ^[115]

Inflación híbrida

Otro tipo de inflación, llamada inflación híbrida , es una extensión de la nueva inflación. Introduce campos escalares adicionales, de modo que mientras uno de los campos escalares es responsable de la inflación normal y lenta, otro desencadena el fin de la inflación: cuando la inflación ha continuado durante un tiempo suficiente, resulta favorable que el segundo campo decaiga a un nivel mucho más bajo. estado energético. ^[116]

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 de la rotación lenta (determinando así el período de inflación y su terminación). Así, las fluctuaciones en la primera inflación no afectarían la terminación de la inflación, mientras que las fluctuaciones en la segunda no afectarían la tasa de expansión. Por tanto, la inflación híbrida no es eterna. ^{[117] [118]} Cuando el segundo inflatón (de movimiento lento) alcanza el fondo de su potencial, cambia la ubicación del mínimo del potencial del primer inflatón, lo que lleva a un rápido desplazamiento del inflatón hacia abajo de su potencial, lo que lleva a cese de la inflación.

Relación con la energía oscura

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

La inflación y la cosmología de las cuerdas.

El descubrimiento de las compactaciones de flujo abrió el camino para conciliar la inflación y la teoría de cuerdas. ^[119] La inflación de branas sugiere que la inflación surge del movimiento de las D-branas ^[120] en la geometría compactada, 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 necesitan condiciones especiales ya que la inflación se produce en los túneles entre dos vacíos en el paisaje de cuerdas . El proceso de creación de túneles entre dos vacíos es una forma de inflación antigua, pero luego debe producirse una nueva inflación mediante 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 supone un espacio-tiempo cuantificado. Si la densidad de energía es mayor de la que puede contener el espacio-tiempo cuantificado, se cree que se recupera. ^[121]

Alternativas y complementos

Se han propuesto otros modelos que supuestamente explican algunas o todas las observaciones abordadas por la inflación.

gran rebote

La hipótesis del gran rebote intenta reemplazar la singularidad cósmica con una contracción y un rebote cósmicos, explicando así las condiciones iniciales que llevaron al big bang. ^[i] 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 o parámetros libres. ^{[123] [124]} Esta teoría extiende la relatividad general eliminando una restricción de la simetría de la conexión afín y considerando 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 materia fermiónica a densidades extremadamente altas. Tal interacción evita la singularidad no física del Big Bang, reemplazándola con un rebote en forma de 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 en 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 suavemente en la era dominada por la radiación.

Modelos ekpiróticos y cíclicos.

Los modelos ekpirótico y cíclico también se consideran adjuntos a la inflación. Estos modelos resuelven el problema del horizonte a través de una época en expansión mucho antes del Big Bang, y luego generan el espectro requerido de perturbaciones de densidad primordial durante una fase de contracción que conduce a un Big Crunch . El Universo pasa por el Big Crunch y emerge en una fase caliente de Big Bang . En este sentido recuerdan el 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 esto no es necesariamente 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 y de investigación actual. Los modelos ekpiróticos evitan el problema del monopolo magnético siempre que la temperatura en la transición Big Crunch/Big Bang permanezca por debajo de la Gran Escala Unificada, ya que esta es la temperatura requerida para producir monopolos magnéticos en primer lugar. Tal como están las cosas, no hay evidencia de ninguna "desaceleración" de la expansión, pero esto no es sorprendente ya que se espera que cada ciclo dure del orden de un billón de años. ^[125]

Cosmología de los gases en cuerdas

La teoría de cuerdas requiere que, además de las tres dimensiones espaciales observables, existan dimensiones adicionales que estén enrolladas o compactadas (ver también 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 pregunta contingente de por qué cuatro dimensiones espacio-temporales se hicieron grandes y el resto se volvieron inobservablemente pequeñas. Robert Brandenberger y Cumrun Vafa propusieron un intento de abordar esta cuestión, llamado cosmología de los gases de cuerdas . ^[126] Este modelo se centra en la dinámica del universo temprano considerado como un gas caliente de cuerdas. Brandenberger y Vafa muestran que una dimensión del espacio-tiempo sólo puede expandirse si las cuerdas que la envuelven pueden aniquilarse entre sí de manera eficiente. Cada cadena es un objeto unidimensional, y el mayor número de dimensiones en las que dos cadenas se cruzarán genéricamente (y, presumiblemente, se aniquilarán) 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 compactadas y producir el espectro correcto de perturbaciones de densidad primordial. ^[127] El modelo original no "resolvió los problemas de entropía y planitud de la cosmología estándar", ^[128] aunque Brandenburger y sus coautores argumentaron más tarde que estos problemas pueden eliminarse implementando la cosmología de gases de cuerdas en el contexto de un escenario de universo rebotante. ^{[129] [130]}

c variable

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

Críticas

Desde su introducción por Alan Guth en 1980, el paradigma inflacionario ha sido ampliamente aceptado. Sin embargo, muchos físicos, matemáticos y filósofos de la ciencia han expresado críticas, alegando predicciones no comprobables y una falta de apoyo empírico serio. ^[5] En 1999, John Earman y Jesús Mosterín publicaron una exhaustiva revisión crítica de la cosmología inflacionaria, concluyendo,

"No creemos que haya, todavía, buenas razones para admitir cualquiera de los modelos de inflación en el núcleo estándar de la cosmología". ^[6]

Como señaló Roger Penrose a partir de 1986, para funcionar, la inflación requiere condiciones iniciales propias extremadamente específicas, de modo que el problema (o pseudoproblema) de las condiciones iniciales no se resuelve:

"Hay algo fundamentalmente erróneo al tratar de explicar la uniformidad del universo primitivo como resultado de un proceso de termalización... Porque, si la termalización realmente está haciendo algo... entonces representa un aumento definido de la entropía. Por lo tanto, "El universo habría sido aún más especial antes de la termalización que después". ^[131]

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

"La inflación no es falsificable, es falsificada... BICEP hizo un maravilloso servicio al sacar a todos los inflacionistas de su caparazón y darles un ojo morado". ^[7]

Una crítica recurrente a la inflación es que el campo de inflación invocado no corresponde a ningún campo físico conocido, y que su curva de energía potencial parece ser un dispositivo ad hoc para acomodar casi cualquier dato obtenible. Paul Steinhardt , uno de los padres fundadores de la cosmología inflacionaria, se ha convertido recientemente en uno de sus críticos más acérrimos. Él llama "mala inflación" a un período de expansión acelerada cuyo resultado entra en conflicto con las observaciones, y "buena inflación" a un período compatible con ellas:

"No sólo es más probable una mala inflación que una buena, sino que ninguna inflación es más probable que cualquiera de las dos... Roger Penrose consideró todas las configuraciones posibles de los campos inflacionario y gravitacional. Algunas de estas configuraciones conducen a la inflación... Otras configuraciones conducen a un universo uniforme y plano directamente - sin inflación. Obtener un universo plano es poco probable en general. Sin embargo, la impactante conclusión de Penrose fue que obtener un universo plano sin inflación es mucho más probable que con inflación - por un factor de 10 al googol ^{[ ¡} poder!" ^{[5] [112]}

Junto con Anna Ijjas y Abraham Loeb escribió artículos en los que afirmaba que, a la vista de los datos del satélite Planck, el paradigma inflacionario está en peligro . ^{[132] [133]}

Alan Guth , David Kaiser y Yasunori Nomura ^[134] y Andrei Linde presentaron contraargumentos , ^[135] diciendo que

"La inflación cósmica está sobre una base más sólida que nunca". ^[134]

Ver también

• cosmología brana
• Conservación del momento angular
• Cosmología
• flujo oscuro
• ley de hubble
• Inflación no mínimamente acoplada
• Óptica no lineal
• Modelo de tres toros del universo.
• Inflación cálida

Notas

1. De hecho, las anisotropías de temperatura observadas por el satélite COBE en 1992 exhiben espectros casi invariantes de escala como lo predice el paradigma inflacionario. Observaciones recientes de WMAP también muestran pruebas sólidas de inflación. ^[4]
2. La inflación no solo es muy eficaz para reducir la densidad numérica de los monopolos magnéticos, sino que también es eficaz para reducir la densidad numérica de cualquier otro tipo de partícula, incluidos los fotones. ^{[22] (págs. 202-207)}
3. Esto generalmente se cita como 60 e -pliegues de expansión, donde e ⁶⁰ ≈ 10 ²⁶ . Es igual a la cantidad de expansión desde el recalentamiento, que es aproximadamente mi _inflación / T ₀ , donde T ₀ = 2,7 K es la temperatura actual del fondo cósmico de microondas. Véase, por ejemplo , Kolb y Turner (1998) o Liddle y Lyth (2000).
4. Dado que la Gran Teoría Unificada supersimétrica está integrada en la teoría de cuerdas , sigue siendo una buena característica de la hipótesis de la inflación que es capaz de lidiar con estas reliquias magnéticas. Véase, por ejemplo , Kolb y Turner (1988) y Raby (2006). ^[37]
5. Las perturbaciones se pueden representar mediante modos de Fourier de una longitud de onda . Cada modo de Fourier tiene una distribución normal (generalmente llamado gaussiano) 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 aporta 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 1/ k ³ para compensar el hecho de que dentro de cualquier volumen, el número de modos con un número de onda determinado k es k ³ .
6. Esto se conoce como espectro "rojo", en analogía con el corrimiento al rojo , porque el espectro tiene más potencia en longitudes de onda más largas.
7. La virtud de los llamados modelos de inflación de Higgs es que podrían explicar la inflación dentro del modelo estándar actual de física de partículas, que describe con éxito cómo se comportan la mayoría de las partículas y fuerzas conocidas. El interés en el Higgs está aumentando este verano porque el CERN, el laboratorio en Ginebra, Suiza, que dirige el LHC, ha dicho que anunciará hallazgos muy esperados sobre la partícula a principios de julio. ^[89]
8. Técnicamente, esto se debe a que el potencial de inflado se expresa como una serie de Taylor en φ/ m _Pl , donde φ es el inflado y m _Pl es la masa de Planck. Mientras que para un solo término, como el término de masa m _φ ⁴ (φ/ m _Pl ) ² , las condiciones de giro lento pueden satisfacerse para φ mucho mayor que m _Pl , esta es precisamente la situación en la teoría de campos efectivos en la que el orden superior Se esperaría que estos términos contribuyeran y destruyeran las condiciones para la inflación. La ausencia de estas correcciones de orden superior puede verse como otro tipo de ajuste fino. Véase, por ejemplo, ^[94]
9. En el modelo inflacionario estándar del big bang, el problema de la singularidad cósmica queda sin resolver y la cosmología es geodésicamente incompleta. En consecuencia, no se explican el origen del espacio y el tiempo ni las condiciones iniciales peculiares y exponencialmente afinadas necesarias para iniciar la inflación. En una serie reciente de artículos, hemos mostrado cómo construir el conjunto completo de soluciones cosmológicas clásicas homogéneas del modelo estándar acoplado a la gravedad, en el que la singularidad cósmica es reemplazada por un rebote: la suave transición de la contracción y el gran crujido al gran explosión y expansión. ^[122]
10. Un googol es 10¹⁰⁰ , por lo tanto Steinhardt ^[5] afirma que la razón de probabilidad es 10 ¹⁰¹⁰⁰ .

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Fuentes

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enlaces externos

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• El cuaderno de bitácora de Guth que muestra la idea original.
• WMAP refuerza los argumentos a favor de la inflación cósmica, marzo de 2006
• Comunicado de prensa WMAP de marzo de 2006 de la NASA Archivado el 22 de noviembre de 2013 en Wayback Machine.
• Nuestro universo matemático de Max Tegmark (2014), "Capítulo 5: Inflación"