Problema de planitud
El problema de la planitud (también conocido como el problema de la vejez ) es un problema cosmológico de ajuste fino dentro del modelo Big Bang del universo. Tales problemas surgen de la observación de que algunas de las condiciones iniciales del universo parecen estar ajustadas a valores muy "especiales", y que pequeñas desviaciones de estos valores tendrían efectos extremos en la apariencia del universo en el momento actual.
En el caso del problema de la planitud , el parámetro que aparece afinado es la densidad de materia y energía del universo . Este valor afecta a la curvatura del espacio-tiempo, siendo necesario un valor crítico muy específico para un universo plano. Se observa que la densidad actual del universo está muy cerca de este valor crítico. Dado que cualquier desviación de la densidad total del valor crítico aumentaría rápidamente durante el tiempo cósmico , [1] el universo primitivo debe haber tenido una densidad aún más cercana a la densidad crítica, alejándose de ella en una parte en 10 62o menos. Esto lleva a los cosmólogos a preguntarse cómo la densidad inicial llegó a estar tan ajustada a este valor 'especial'.
El problema fue mencionado por primera vez por Robert Dicke en 1969. [2] : 62, [3] : 61 La solución más comúnmente aceptada entre los cosmólogos es la inflación cósmica , la idea de que el universo pasó por un breve período de expansión extremadamente rápida en el primer fracción de segundo después del Big Bang; Junto con el problema del monopolo y el problema del horizonte, el problema de la planitud es una de las tres motivaciones principales de la teoría inflacionaria. [4]
Según las ecuaciones de campo de la relatividad general de Einstein , la estructura del espacio-tiempo se ve afectada por la presencia de materia y energía. En escalas pequeñas, el espacio parece plano, al igual que la superficie de la Tierra si uno mira un área pequeña. Sin embargo, a gran escala, el espacio se dobla por el efecto gravitatorio de la materia. Dado que la relatividad indica que la materia y la energía son equivalentes , este efecto también se produce por la presencia de energía (como la luz y otras radiaciones electromagnéticas) además de la materia. La cantidad de flexión (o curvatura ) del universo depende de la densidad de materia/energía presente.
Esta relación se puede expresar mediante la primera ecuación de Friedmann . En un universo sin constante cosmológica , esto es:
Aquí está el parámetro de Hubble , una medida de la velocidad a la que se expande el universo. es la densidad total de masa y energía en el universo, es el factor de escala (esencialmente el 'tamaño' del universo) y es el parámetro de curvatura, es decir, una medida de cuán curvo es el espacio-tiempo. Un valor positivo, cero o negativo de corresponde a un universo cerrado, plano o abierto respectivamente. Las constantes y son la constante gravitacional de Newton y la velocidad de la luz , respectivamente.
