Inflación cósmica

Theory of rapid universe expansion

En cosmología física , la inflación cósmica , inflación cosmológica o simplemente inflación , es una teoría de expansión exponencial del espacio en el universo primitivo . Tras el período inflacionario, el universo continuó expandiéndose, pero a un ritmo más lento. La reaceleración de esta expansión en desaceleración debido a la energía oscura comenzó después de que el universo ya tuviera más de 7.700 millones de años (hace 5.400 millones de años). ^[1]

La teoría de la inflación se desarrolló a fines de la década de 1970 y principios de la de 1980, con contribuciones notables de varios físicos teóricos , incluidos Alexei Starobinsky en el Instituto Landau de Física Teórica , Alan Guth en la Universidad de Cornell y Andrei Linde en el Instituto de Física Lebedev . Starobinsky, Guth y Linde ganaron el Premio Kavli 2014 "por ser pioneros en la teoría de la inflación cósmica". ^[2] Se desarrolló 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 al 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 de fondo de microondas cósmico 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 se han confirmado mediante la observación varias predicciones del modelo de inflación; ^[a] sin embargo, una minoría sustancial de científicos no está de acuerdo con esta posición. ^{[5] [6] [7]} El campo hipotético que se cree que es responsable de la inflación se denomina inflatón . ^[8]

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". ^[9] En 2012, Guth y Linde recibieron el Premio Breakthrough en Física Fundamental por su invención y desarrollo de la cosmología inflacionaria. ^[10]

Descripción general

En 1930, Edwin Hubble descubrió que la luz procedente de galaxias lejanas se desplazaba hacia el rojo ; cuanto más lejanas, más desplazada. Esto implica que las galaxias se alejan de la Tierra, y las galaxias más lejanas 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 dispersaran a tal velocidad que su atracción gravitatoria mutua no ha revertido su creciente separación.

La inflación puede haber proporcionado 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 gravitatoria en el contexto cosmológico. Un campo en un estado de falso vacío de energía positiva podría representar un fluido de este tipo, y la repulsión resultante haría que el universo entrara en 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 predichos por las teorías de gran unificación en ese momento. Esto explicaría por qué tales reliquias no se vieron. Rápidamente se comprendió que tal expansión acelerada resolvería el problema del horizonte y el problema de la planitud . Estos problemas surgen de la noción de que para verse como lo hace hoy , el Universo debe haber comenzado a partir de condiciones iniciales muy finamente ajustadas , o "especiales", en el Big Bang.

Teoría

Un universo en expansión generalmente tiene un horizonte cosmológico que, por analogía con el horizonte más conocido 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 rápido.

Historia del Universo : se plantea la hipótesis de 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 inobservable 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, que se cree que está a 46 mil millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. ^[14] En el modelo estándar del big bang caliente, sin inflación, el horizonte cosmológico se mueve hacia afuera, trayendo nuevas regiones a la vista. ^[15] 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 a casi la misma temperatura que la radiación de fondo de otras regiones, y su curvatura espacio-temporal está evolucionando al unísono con las otras. Esto presenta un misterio: ¿cómo sabían estas nuevas regiones qué temperatura y curvatura se suponía que tenían? No podrían haberlo aprendido recibiendo señales, porque no estaban previamente en comunicación con nuestro cono de luz anterior . ^{[16] [17]}

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 en su lugar. Para cualquier observador, la distancia al horizonte cosmológico es constante. Con un espacio en expansión exponencial, dos observadores cercanos se separan muy rápidamente; tanto es así, que la distancia entre ellos excede rápidamente los límites de comunicación. Las porciones espaciales se expanden muy rápido 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 el vacío, la constante cosmológica se acerca a cero y el espacio comienza a expandirse normalmente. Las nuevas regiones que aparecen a la vista durante la fase de expansión normal son exactamente las mismas regiones que fueron expulsadas del horizonte durante la inflación y, por lo tanto, tienen casi la misma temperatura y curvatura, porque provienen de la misma porción originalmente pequeña de espacio.

La teoría de la inflación explica por qué las temperaturas y curvaturas de las distintas regiones son casi iguales. También predice que la curvatura total de una porción del espacio en 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 deben sumar la densidad crítica , y la evidencia lo respalda. Más sorprendente aún es que la inflación permite a los físicos calcular las diferencias mínimas de temperatura de las distintas regiones a partir de las fluctuaciones cuánticas durante la era inflacionaria, y muchas de estas predicciones cuantitativas se han confirmado. ^{[18] [19]}

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 alejarán el uno del otro 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 al 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 puede regresar, e incluso las señales de luz que envía nunca alcanzarán 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 zona de un universo en expansión puede describirse mediante la siguiente métrica : ^{[20] [21]}

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

Este espacio-tiempo en expansión exponencial se denomina espacio de Sitter y para sostenerlo debe existir 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 una 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 extiende cualquier variación inicial en densidad o 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 partículas pesadas exóticas, como los monopolos magnéticos predichos por muchas extensiones del Modelo Estándar de física de partículas . Si el Universo solo 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 el "teorema de la falta de pelo" inflacionario ^[22] por analogía con el teorema de la falta de pelo para los agujeros negros .

El teorema de la ausencia de pelo funciona esencialmente porque el horizonte cosmológico no es diferente de un horizonte de 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 e inobservable) se expande por 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 como la inversa del volumen: cuando las dimensiones lineales se duplican, la densidad de energía disminuye por 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 ( se desplaza 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 cae por 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, incluidas las inhomogeneidades, la curvatura, las anisotropías, las partículas exóticas y las partículas del modelo estándar, está disminuyendo y, con una inflación suficiente, todas ellas se vuelven insignificantes. Esto deja al Universo plano y simétrico, y (aparte del campo inflatonal homogéneo) prácticamente vacío, en el momento en que termina la inflación y comienza el recalentamiento. ^[b]

Recalentando

La inflación es un período de expansión superenfriada, cuando la temperatura cae en un factor de 100.000 aproximadamente. (La caída exacta depende del modelo, pero en los primeros modelos era típicamente de 10²⁷  K hasta 10²²  K. ^[24] ) Esta temperatura relativamente baja se mantiene durante la fase inflacionaria. Cuando la inflación termina, 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 la fase dominada por la radiación del Universo. Debido a que no se conoce la naturaleza del campo inflatón, este proceso aún se entiende poco, aunque se cree que tiene lugar a través de una resonancia paramétrica . ^{[25] [26]}

Motivaciones

La inflación intenta resolver varios problemas de la cosmología del Big Bang que se descubrieron en la década de 1970. ^[27] La ​​inflación fue propuesta por primera vez por Alan Guth en 1979 mientras investigaba el problema de por qué no se ven monopolos magnéticos en la actualidad; descubrió que un falso vacío de energía positiva generaría , según la relatividad general , una expansión exponencial del espacio. Rápidamente se dieron cuenta de que tal expansión resolvería muchos otros problemas de larga data. Estos problemas surgen de la observación de que para verse como lo hace hoy , el Universo tendría que haber comenzado desde condiciones iniciales muy finamente ajustadas 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 del horizonte

El problema del horizonte es el problema de determinar por qué el universo parece estadísticamente homogéneo e isótropo de acuerdo con el principio cosmológico . ^{[28] [29] [30]} Por ejemplo, las moléculas en un bote de gas están distribuidas homogéneamente e isótropamente porque están en equilibrio térmico: el gas en todo el bote ha tenido suficiente tiempo para interactuar para disipar las inhomogeneidades y anisotropías. La situación es bastante diferente en el modelo del big bang sin inflación, porque la expansión gravitacional no le da al universo primitivo 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 alejan 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 fue posible enviar una señal de luz entre las dos regiones. Debido a que no han tenido interacción, es difícil explicar por qué tienen la misma temperatura (están térmicamente equilibradas). Históricamente, las soluciones propuestas incluían el universo Phoenix de Georges Lemaître, ^[31] el universo oscilatorio relacionado de Richard Chase Tolman , ^[32] y el universo Mixmaster de Charles Misner . Lemaître y Tolman propusieron que un universo que experimentara una serie de ciclos de contracción y expansión podría llegar al 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. ^{[29] [33]}

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 ). ^{[34] [35]} Se supo en la década de 1960 que la densidad de 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 ). ^{[36] (p. 61)}

Por lo 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 fino porque la contribución de la curvatura al universo debe ser exponencialmente pequeña (dieciséis órdenes de magnitud menor que la densidad de radiación en la nucleosíntesis del Big Bang , por ejemplo). Este problema se ve exacerbado por las recientes observaciones del fondo cósmico de microondas que han demostrado que el universo es plano con una precisión de unos pocos puntos porcentuales. ^[37]

Problema del monopolo magnético

Los monopolos magnéticos estables son un problema para las teorías de gran unificación , que proponen que a altas temperaturas (como en el universo temprano), la fuerza electromagnética , la fuerza nuclear fuerte y la fuerza nuclear débil no son en realidad fuerzas fundamentales sino que surgen debido a la ruptura espontánea de la simetría a partir de una única teoría de calibración . ^[c] 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" estable y pesada de campo magnético. ^{[39] [40]}

Se predice que los monopolos se producirán copiosamente siguiendo las Teorías de Gran Unificación a alta temperatura, ^{[41] [42]} y deberían haber persistido hasta el día de hoy, a tal punto que se convertirían en el componente principal del Universo. ^{[43] [44]} No solo no es así, sino que todas las búsquedas de ellos han fracasado, lo que impone límites estrictos a la densidad de monopolos magnéticos relictos en el Universo. ^[45]

Un período de inflación que se produce 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 que los rodea se expande, lo que podría reducir su densidad observada en muchos órdenes de magnitud. Sin embargo, como ha escrito el cosmólogo Martin Rees ,

"Los escépticos de la física exótica podrían no sentirse muy impresionados por un argumento teórico para explicar la ausencia de partículas que son en sí mismas sólo hipotéticas. ¡La medicina preventiva puede parecer fácilmente cien por ciento efectiva contra una enfermedad que no existe!" ^[46]

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 inflado altamente simétrico, que describía un universo con una constante cosmológica que de otro modo estaría vacío. ^[47] Se descubrió que el universo de Einstein es inestable y que pequeñas fluctuaciones hacen que colapse o se convierta en un universo de De Sitter.

En 1965, Erast Gliner propuso una hipótesis única sobre la presión del Universo primitivo 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 la presión y la densidad de energía sirvió como predicción teórica inicial de la energía oscura.

A principios de los años 1970, Zeldovich advirtió los problemas de planitud y horizonte de la cosmología del Big Bang; antes de su trabajo, se suponía que la cosmología era simétrica por razones puramente filosóficas. ^[6] En la Unión Soviética, esta y otras consideraciones llevaron a Belinski y 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 los años 1970, Sidney Coleman aplicó las técnicas del instantón desarrolladas por Alexander Polyakov y colaboradores para estudiar el destino del falso vacío en la teoría cuántica de campos . Como una fase metaestable en mecánica estadística (agua por debajo de la temperatura de congelación o por encima del punto de ebullición), un campo cuántico necesitaría nuclear una burbuja lo suficientemente grande del nuevo vacío, la nueva fase, para poder hacer una transición. Coleman encontró la vía de desintegración más probable para la desintegración del vacío y calculó la vida útil inversa por unidad de volumen. Finalmente, observó que los efectos gravitacionales serían significativos, pero no calculó estos efectos y no aplicó los resultados a la cosmología.

El universo podría haber sido creado espontáneamente de la nada (sin espacio , tiempo ni materia ) por fluctuaciones cuánticas de falso vacío metaestable que causaron una burbuja en expansión de vacío verdadero. ^[48]

Inflación de Starobinsky

En la Unión Soviética, Alexei Starobinsky señaló que las correcciones cuánticas a la relatividad general deberían ser importantes para el universo primitivo. Estas conducen genéricamente a correcciones de la curvatura al cuadrado de la acción de Einstein-Hilbert y a una forma de gravedad modificada por 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 lo tanto, propuso que el universo primitivo atravesó una era inflacionaria de De Sitter. ^[49] 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

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

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: ^[50] ${\displaystyle n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\qquad r={\frac {12}{N^{2}}}.}$

Problema del monopolio

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 dio lugar a varios intentos especulativos para resolverlo. En 1980, Alan Guth se dio cuenta de que la desintegración del vacío falso en el universo primitivo resolvería el problema, lo que le llevó a proponer una inflación impulsada por escalares. Los escenarios de Starobinsky y Guth predijeron una fase inicial de De Sitter, que solo se diferenciaban 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 que el horizonte durante la inflación cosmológica antes de volver a entrar en el horizonte, que 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 podría haber asegurado que el universo fuera homogéneo en la escala del modo de perturbación.

Guth propuso la inflación en enero de 1981 para explicar la inexistencia de monopolos magnéticos; ^{[51] [52]} fue Guth quien acuñó el término "inflación". ^[53] 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. ^[54] En octubre de 1980, Demosthenes Kazanas sugirió que la expansión exponencial podría eliminar el horizonte de partículas y tal vez resolver el problema del horizonte, ^{[55] [56]} mientras que Katsuhiko Sato sugirió que una expansión exponencial podría eliminar las paredes de dominio (otro tipo de reliquia exótica). ^[57] En 1981, Einhorn y Sato ^[58] 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 un modelo de este tipo no sólo requería un ajuste fino de la constante cosmológica, sino que probablemente conduciría a un universo demasiado granular, es decir, a grandes variaciones de densidad resultantes de las colisiones de las paredes de las burbujas.

Guth propuso que, a medida que el universo primitivo se enfriaba, quedó atrapado en un falso vacío con una alta densidad de energía, que es muy similar a una constante cosmológica. A medida que el universo primitivo se enfriaba, quedó atrapado en un estado metaestable (se sobreenfrió), del que solo podía desintegrarse mediante el proceso de nucleación de burbujas mediante efecto túnel cuántico . Las 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 correctamente: cuando las burbujas se nucleaban, no generaban radiación. La radiación solo podía generarse en colisiones entre las paredes de las burbujas. Pero si la inflación duraba lo suficiente para resolver los problemas de las condiciones iniciales, las colisiones entre burbujas se volvían extremadamente raras. En cualquier parche causal es probable que solo se nuclee una burbuja.

... Kazanas (1980) llamó a esta fase del Universo primitivo "fase de De Sitter". El nombre "inflación" fue dado por Guth (1981). ... El propio Guth no hizo referencia 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), ^[59] donde se disculpa por no haber hecho referencia al trabajo de Kazanas y de otros, relacionado con la inflación. ^[60]

Inflación a baja velocidad

El problema de la colisión de burbujas fue resuelto por Linde ^[61] e independientemente por Andreas Albrecht y Paul Steinhardt ^[62] en un modelo llamado nueva inflación o inflación de rotación lenta (el modelo de Guth luego se conoció como inflación antigua ). En este modelo, en lugar de salir de un estado de vacío falso por efecto túnel, la inflación se produjo por un campo escalar que rodaba 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 empinada, la inflación termina y puede producirse 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 el inflatón. Estas fluctuaciones forman las semillas primordiales para toda la estructura creada en el universo posterior. ^[63] Estas fluctuaciones fueron calculadas por primera vez por Viatcheslav Mukhanov y GV Chibisov al analizar el modelo similar de Starobinsky. ^{[64] [65] [66]} En el contexto de la inflación, se elaboraron independientemente del trabajo de Mukhanov y Chibisov en el Taller Nuffield de tres semanas de 1982 sobre el Universo Muy Temprano en la Universidad de Cambridge . ^[67] Las fluctuaciones fueron calculadas por cuatro grupos que trabajaron por separado durante el taller: Stephen Hawking ; ^[68] Starobinsky; ^[69] Guth y So-Young Pi ; ^[70] y Bardeen , Steinhardt y Turner . ^[71]

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 una mayor confirmación, la más impresionante de las cuales son las observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas realizadas por la nave espacial Planck . ^[72] Este análisis muestra que el Universo es plano dentro de ⁠ 1 /2⁠ por ciento, y que es homogénea e isótropa hasta 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, llamada campo aleatorio gaussiano casi invariante en 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). ^[d] 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. ^[73]

La inflación predice que las perturbaciones observadas deben estar en equilibrio térmico entre sí (estas se llaman 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 actual Sloan Digital Sky Survey . ^[74] Estos experimentos han demostrado que la parte en 100.000 inhomogeneidades observadas 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 de Harrison-Zel'dovich invariante de escala. Los modelos de inflación más simples predicen que n _s está entre 0,92 y 0,98. ^{[75] [73] [76] [e]} Este es el rango que es posible sin un ajuste fino de los parámetros relacionados con la energía. ^[76] A partir de los datos de Planck se puede inferir que n _s = 0,968 ± 0,006, ^{[72] [77]} y una relación tensor -escalar menor que 0,11. Estos se consideran una confirmación importante de la teoría de la inflación. ^[18]

Se han propuesto varias teorías de inflación que hacen predicciones radicalmente diferentes, pero generalmente tienen mucho más ajuste fino del que debería ser necesario. ^{[75] [73]} Sin embargo, como modelo físico, la inflación es más valiosa porque predice de manera robusta las condiciones iniciales del Universo basándose solo en dos parámetros ajustables: el índice espectral (que solo puede cambiar en un rango pequeño) y la amplitud de las perturbaciones. Excepto en modelos artificiales, esto es cierto independientemente de cómo se realice la inflación en la física de partículas.

Ocasionalmente, se observan efectos que parecen contradecir los modelos más simples de inflación. Los datos WMAP del primer año sugirieron que el espectro podría no ser casi invariante en escala, sino que podría tener una ligera curvatura. ^[78] Sin embargo, los datos del tercer año revelaron que el efecto era una anomalía estadística. ^[18] Otro efecto observado desde el primer satélite de fondo cósmico 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 eclíptico . 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 otra física nueva, contaminación de primer plano o incluso sesgo de publicación . ^[79]

Actualmente se está llevando a cabo un programa experimental para seguir probando 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 correcta. ^{[73] [76]} 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). ^[80] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó una menor confianza en la confirmación de los hallazgos; ^{[81] [82] [83]} el 19 de septiembre de 2014, se informó una reducción adicional en la confianza ^{[84] [85]} y, el 30 de enero de 2015, se informó una confianza aún menor. ^{[86] [87]} Para 2018, datos adicionales sugirieron, con un 95% de confianza, quees 0,06 o menor: consistente con la hipótesis nula, pero también consistente con muchos modelos restantes de inflación. ^[80] ${\displaystyle r}$

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. ^[88] 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 potencia con una resolución incluso 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. ^[89]

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 inflatonal 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. ^[52] Ahora algunos creen que el inflatón no puede ser el campo de Higgs ^[59] aunque el reciente descubrimiento del bosón de Higgs ha aumentado el número de trabajos que consideran el campo de Higgs como inflatón. ^[f] Un problema de esta identificación es la tensión actual con los datos experimentales a escala electrodébil , ^[91] que actualmente se está estudiando en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC). Otros modelos de inflación se basaban en las propiedades de las Teorías de Gran Unificación . ^[62] En la actualidad, aunque la inflación se entiende principalmente por sus predicciones detalladas de las condiciones iniciales para el universo temprano caliente, la física de partículas es en gran medida un modelo ad hoc . Como tal, aunque las predicciones de la inflación han sido consistentes con los resultados de las pruebas observacionales, quedan muchas preguntas abiertas.

Problema de ajuste fino

Uno de los desafíos más severos para la inflación surge de la necesidad de un ajuste fino . En la nueva inflación, las condiciones de desaceleración deben cumplirse para que ocurra la inflación. Las condiciones de desaceleración dicen que el potencial de inflatón debe ser plano (comparado con la gran energía del vacío) y que las partículas de inflatón deben tener una masa pequeña. ^{[ aclaración necesaria ] [g]} 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 campo invariantes de escala clásicas, 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 a través de la teoría de perturbaciones . ^[93]

Linde propuso una teoría conocida como inflación caótica en la que sugirió que las condiciones para la inflación en realidad se satisfacían 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. ^[94] Sin embargo, en su modelo, el campo inflatón necesariamente toma valores mayores que una unidad de Planck : por esta razón, a menudo se los llama modelos de campo grande y los nuevos modelos de inflación que compiten se llaman modelos de campo pequeño . En esta situación, se piensa que las predicciones de la teoría de campo efectiva son inválidas, ya que la renormalización debería causar grandes correcciones que podrían prevenir la inflación. ^[h] 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. ^[96] Si bien la inflación depende de la teoría cuántica de campos (y la aproximación semiclásica 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. ^[97] La ​​amplitud de las inhomogeneidades primordiales producidas en la inflación está directamente relacionada con 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 verse como otra forma de ajuste fino (llamado problema de jerarquía ): la densidad de energía dada por el potencial escalar es 10 ⁻¹² menor 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 gauge.

Inflación eterna

En muchos modelos, la fase inflacionaria de la expansión del Universo dura eternamente al menos en algunas regiones del Universo. Esto ocurre porque las regiones infladas se expanden muy rápidamente y se reproducen. A menos que la tasa de decaimiento hacia la fase no inflacionaria sea suficientemente rápida, las nuevas regiones infladas se producen más rápidamente que las regiones no infladas. 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 generado un importante desacuerdo en la comunidad científica sobre la viabilidad del modelo inflacionario.

Paul Steinhardt , uno de los arquitectos originales del modelo inflacionario, presentó el primer ejemplo de inflación eterna en 1983. ^[98] Demostró que la inflación podría continuar eternamente mediante la producción de burbujas de espacio no inflable llenas de materia caliente y radiación rodeadas de espacio vacío que continúa inflándose. Las burbujas no podrían 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. ^[99]

Aunque la nueva inflación es, clásicamente, una reducción del potencial, las fluctuaciones cuánticas a veces pueden elevarlo a niveles anteriores. Estas regiones en las que el inflatón fluctúa hacia arriba se expanden mucho más rápido que las regiones en las que 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 estable no puede continuar eternamente en el pasado. El espacio-tiempo inflacionario, que es 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 lo 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 se inflan no lo hacen. 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 paisaje antrópico hipotético. Si la probabilidad de las diferentes regiones se cuenta por volumen, se debería esperar que la inflación nunca termine o, aplicando las condiciones de contorno de que exista un observador local para observarla, que la inflación termine 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 del paradigma inflacionario. Paul Steinhardt, que introdujo por primera vez el modelo inflacionario eterno, ^[98] se convirtió más tarde en uno de sus críticos más acérrimos por esta razón. ^{[100] [101] [102]}

Condiciones iniciales

Algunos físicos han tratado de evitar el problema de las condiciones iniciales proponiendo modelos para un universo eternamente inflado y sin origen. ^{[103] [104] [105]} 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 por siempre.

Otras propuestas intentan describir la creación ex nihilo del Universo basándose en la cosmología cuántica y la inflación subsiguiente. Vilenkin propuso uno de esos escenarios. ^[99] Hartle y Hawking ofrecieron la propuesta de que no hay límites para la creación inicial del Universo en la que la inflación se produce de forma natural. ^{[106] [107] [108]}

Guth describió el universo inflacionario como el "almuerzo gratis definitivo": ^{[109] [110]} 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 existe 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 abierto de la inflación debido a esta anomalía. ^[111] Subrayó que la flecha del tiempo termodinámica necesita condiciones iniciales de baja entropía , lo que 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, haciendo 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. ^[112] Otros autores han argumentado que, dado que la inflación es eterna, la probabilidad no importa mientras no sea exactamente cero: una vez que comienza, la inflación se perpetúa y domina rápidamente el Universo. ^{[5] [113] : 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. 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. ^[114]

Otro problema que se ha mencionado ocasionalmente es el problema transplanckiano o los efectos transplanckianos. ^[115] 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 más pequeñas que la longitud de Planck antes de la inflación. Por lo tanto, debería haber correcciones a partir de la física de la escala de Planck, en particular la desconocida teoría cuántica de la gravedad. Sigue habiendo cierto desacuerdo sobre la magnitud de este efecto: sobre si está justo en el umbral de detectabilidad o es completamente indetectable. ^[116]

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 lenta normal, otro desencadena el final de la inflación: cuando la inflación ha continuado durante suficiente tiempo, se vuelve favorable para el segundo campo decaer a un estado de energía mucho más bajo. ^[117]

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 giro 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 último no afectarían la tasa de expansión. Por lo tanto, la inflación híbrida no es eterna. ^{[118] [119]} Cuando el segundo inflatón (de giro lento) alcanza el fondo de su potencial, cambia la ubicación del mínimo del potencial del primer inflatón, lo que lleva a un giro rápido del inflatón hacia abajo de su potencial, lo que lleva 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, 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. ^[120] La inflación de branas sugiere que la inflación surge del movimiento de las D-branas ^[121] en la geometría compactificada, generalmente hacia una pila de anti-D-branas. Esta teoría, gobernada por la acción de Dirac–Born–Infeld , es diferente de la inflación ordinaria. La dinámica no se entiende completamente. Parece que son necesarias condiciones especiales ya que la inflación ocurre en la tunelización entre dos vacíos en el paisaje de cuerdas . El proceso de tunelización entre dos vacíos 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 tendría la teoría de la gravedad cuántica de bucles 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 cuantizado. Si la densidad de energía es mayor que la que puede contener el espacio-tiempo cuantizado, se cree que rebota. ^[122]

Alternativas y complementos

Se han propuesto otros modelos que pretenden explicar 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 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. ^{[124] [125]} 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 torsión y 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 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 en las escalas más grandes parece espacialmente plano, homogéneo e isótropo. A medida que la densidad del Universo disminuye, los efectos de la torsión se debilitan y el Universo entra suavemente en la era dominada por la radiación.

Modelos ecpiróticos y cíclicos

Los modelos ecpiróticos y cíclicos también se consideran adjuntos a la inflación. Estos modelos resuelven el problema del horizonte a través de 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 pasa por el Big Crunch y emerge en una fase de Big Bang caliente . En este sentido, recuerdan al universo oscilatorio de Richard Chace Tolman ; en el modelo de Tolman, sin embargo, 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 ecpiróticos 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 alrededor de un billón de años. ^[126]

Cosmología de los gases de cuerdas

La teoría de cuerdas requiere que, además de las tres dimensiones espaciales observables, existan dimensiones adicionales que estén enrolladas o compactificadas (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 volvió inobservablemente pequeño. Un intento de abordar esta cuestión, llamado cosmología de gases de cuerdas , fue propuesto por Robert Brandenberger y Cumrun Vafa . ^[127] Este modelo se centra en la dinámica del universo primitivo considerado como un gas caliente de cuerdas. Brandenberger y Vafa muestran que una dimensión del espacio-tiempo solo puede expandirse si las cuerdas que se enrollan a su alrededor pueden aniquilarse eficientemente entre sí. Cada cuerda es un objeto unidimensional, y el mayor número de dimensiones en las que dos cuerdas se intersectarán 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 tener éxito en estabilizar el tamaño de las dimensiones compactadas y producir el espectro correcto de perturbaciones de densidad primordial. ^[128] El modelo original no "resolvió los problemas de entropía y planitud de la cosmología estándar", ^[129] aunque Brandenburger y 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. ^{[130] [131]}

Diversodo

Se han propuesto modelos cosmológicos que emplean una velocidad variable de la luz para resolver el problema del horizonte de la inflación cósmica y proporcionar una alternativa a la misma. En los modelos VSL, la constante fundamental c , que denota la velocidad de la luz en el vacío, es mayor en el universo primitivo 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 ha sido ampliamente aceptado. Sin embargo, muchos físicos, matemáticos y filósofos de la ciencia han expresado críticas, alegando predicciones inverificables y una falta de respaldo empírico serio. ^[5] En 1999, John Earman y Jesús Mosterín publicaron una revisión crítica exhaustiva de la cosmología inflacionaria, concluyendo:

"No creemos que haya, hasta ahora, buenas razones para admitir ninguno 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 de unas condiciones iniciales extremadamente específicas, de modo que el problema (o pseudoproblema) de las condiciones iniciales no se resuelve:

"Hay algo fundamentalmente erróneo en 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 incluso más especial antes de la termalización que después". ^[132]

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

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

Una crítica recurrente a la inflación es que el campo inflatonal invocado no corresponde a ningún campo físico conocido, y que su curva de energía potencial parece ser un artilugio ad hoc para dar cabida a 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 agudos. 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 que haya una mala inflación que una buena, sino que no hay inflación que ambas... Roger Penrose consideró todas las configuraciones posibles del inflatón y de los campos gravitatorios. Algunas de estas configuraciones conducen a la inflación... Otras configuraciones conducen a un universo plano y uniforme directamente, sin inflación. La obtención de un universo plano es poco probable en general. La conclusión sorprendente de Penrose, sin embargo, fue que la obtención de un universo plano sin inflación es mucho más probable que con inflación, ¡por un factor de 10 elevado a la potencia googol ^{[j] !" [5] [113]}

Junto con Anna Ijjas y Abraham Loeb , escribió artículos afirmando que el paradigma inflacionario está en problemas a la vista de los datos del satélite Planck . ^{[133] [134]}

Alan Guth , David Kaiser y Yasunori Nomura ^[135] y Linde ^[136] presentaron contraargumentos diciendo que

"La inflación cósmica está en una posición más fuerte que nunca". ^[135]

Véase también

• Cosmología de branas
• 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 muestran espectros casi invariantes en escala, tal como predice el paradigma inflacionario. Observaciones recientes del WMAP también muestran evidencia sólida de inflación. ^[4]
2. La inflación no sólo 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. ^{[23] (p 202–207)}
3. Dado que la teoría unificada supersimétrica está incorporada en la teoría de cuerdas , sigue siendo una buena característica de la hipótesis de la inflación el hecho de que sea capaz de lidiar con estas reliquias magnéticas. Véase, por ejemplo , Kolb y Turner (1988) y Raby (2006). ^[38]
4. Las perturbaciones se pueden representar mediante modos de Fourier de una longitud de onda . Cada modo de Fourier se distribuye normalmente (normalmente se denomina 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 modo 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 igual a 1/ k ³ para compensar el hecho de que, dentro de cualquier volumen, el número de modos con un número de onda dado k es igual a k ³ .
5. 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.
6. La virtud de los llamados modelos de inflación del Higgs es que podrían explicar la inflación dentro del actual Modelo Estándar 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 en alza 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. ^[90]
7. Técnicamente, estas condiciones son que la derivada logarítmica del potencial y la segunda derivada son ambas pequeñas, donde es el potencial y las ecuaciones están escritas en unidades de Planck reducidas . ^[92] ${\displaystyle \ \epsilon ={\tfrac {1}{2}}\left({\tfrac {V'}{V}}\right)^{2}\ }$ ${\displaystyle \ \eta ={\tfrac {V''}{V}}\ }$ ${\displaystyle \ V\ }$
8. Técnicamente, esto se debe a que el potencial de inflatón se expresa como una serie de Taylor en donde es el inflatón y es la masa de Planck . Mientras que para un solo término, como el término de masa, las condiciones de rotación lenta se pueden satisfacer para mucho más que esto es precisamente la situación en la teoría de campo efectiva en la que se esperaría que los términos de orden superior contribuyan y destruyan las condiciones para la inflación. La ausencia de estas correcciones de orden superior puede verse como otro tipo de ajuste fino. ^[95] ${\displaystyle \ {\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\ ,}$ ${\displaystyle \ \mathrm {\phi } \ }$ ${\displaystyle \ m_{\mathsf {Plk}}\ }$ ${\displaystyle \ m_{\mathrm {\phi } }^{4}\left({\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\right)^{2}\ ,}$ ${\displaystyle \ \mathrm {\phi } \ }$ ${\displaystyle \ m_{\mathsf {Plk}}\ ,}$
9. En el modelo inflacionario del Big Bang estándar, 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 ajustadas que se requieren para que comience la inflación. En una serie reciente de artículos, hemos demostrado cómo construir el conjunto completo de soluciones cosmológicas clásicas homogéneas del modelo estándar acoplado a la gravedad, en el que la singularidad cósmica se reemplaza por un rebote: la transición suave de la contracción y el Big Crunch al Big Bang y la expansión. ^[123]
10. Un googol son 10¹⁰⁰ , por lo tanto, Steinhardt ^[5] afirma que la razón de probabilidad es 10 ¹⁰¹⁰⁰ .

Referencias

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Enlaces externos

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