En cosmología física , la inflación cósmica , la inflación cosmológica , o simplemente la inflación , es una teoría de la exponencial expansión del espacio a principios del universo . La época inflacionaria duró desde 10 −36 segundos después de la singularidad conjeturada del Big Bang hasta algún tiempo entre 10 −33 y 10 −32 segundos después de la singularidad. Tras el período inflacionario, el universo siguió expandiéndose, pero a un ritmo más lento. La aceleración de esta expansión debido a la energía oscura.comenzó después de que 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 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 . 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 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 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 del modelo de inflación; [4] 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 importantes 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 en Física Fundamental por su invención y desarrollo de la cosmología inflacionaria. [10]
Descripción general
Alrededor de 1930, Edwin Hubble descubrió que la luz de las galaxias remotas se desplazaba al rojo ; cuanto más remoto, más desplazado. Esto se interpretó rápidamente en el sentido de que las galaxias se estaban alejando de la Tierra. Si la Tierra no está en una posición central especial, privilegiada en el universo, entonces significaría que todas las galaxias se están separando, y cuanto más lejos, más rápido se están alejando. Ahora se entiende que el universo se está expandiendo , llevando consigo las galaxias y provocando esta observación. Muchas otras observaciones coinciden y también conducen a la misma conclusión. Sin embargo, durante muchos años no estuvo claro por qué o cómo el universo podría estar expandiéndose, o qué podría significar.
Basado en una gran cantidad de observación experimental y trabajo teórico, ahora se cree que la razón de la observación es que el espacio mismo se está expandiendo y que se expandió muy rápidamente en la primera fracción de segundo después del Big Bang . Este tipo de expansión se conoce como expansión "métrica" . En la terminología de las matemáticas y la física, una " métrica " es una medida de distancia que satisface una lista específica de propiedades, y el término implica que el sentido de distancia dentro del universo está cambiando . Hoy en día, la variación métrica es un efecto demasiado pequeño para verlo en una escala inferior a la intergaláctica.
La explicación moderna de la expansión métrica del espacio fue propuesta por el físico Alan Guth en 1979, mientras investigaba el problema de por qué no se ven hoy en día monopolos magnéticos . Descubrió que si el universo contuviera un campo en un estado de falso vacío de energía positiva , entonces, de acuerdo con la relatividad general , generaría 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 verse como lo hace hoy , el Universo tendría que haber comenzado desde condiciones iniciales muy finamente ajustadas o "especiales" en el Big Bang. La teoría de la inflación también resuelve en gran medida estos problemas, lo que hace que un universo como el nuestro sea mucho más probable en el contexto de la teoría del Big Bang.
Aún no se ha descubierto ningún campo físico que sea responsable de esta inflación. Sin embargo, tal campo sería escalar y el primer campo escalar relativista que se demostró que existe, el campo de Higgs , solo se descubrió en 2012-2013 y aún se está investigando. Por tanto, no se considera problemático que todavía no se haya descubierto un campo responsable de la inflación cósmica y la expansión métrica del espacio. El campo propuesto y sus cuantos ( las partículas subatómicas relacionadas con él) se han denominado inflatón . Si este campo no existiera, los científicos tendrían que proponer una explicación diferente para todas las observaciones que sugieren fuertemente que ha ocurrido una expansión métrica del espacio y que todavía está ocurriendo (mucho más lentamente) hoy.
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 expande demasiado rápido.
El universo observable es un parche 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 mueve hacia afuera, trayendo nuevas regiones a la vista. [14] Sin embargo, cuando un observador local ve una región así 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 paso de las demás. 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 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 fijo. 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 supera rápidamente los límites de las comunicaciones. Las secciones espaciales se están expandiendo muy rápido para cubrir grandes 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 hacia el vacío, la constante cosmológica llega 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, por lo que están casi a la misma temperatura y curvatura, porque provienen del mismo parche de espacio originalmente pequeño. .
La teoría de la inflación explica así por qué las temperaturas y las curvaturas de diferentes regiones son tan casi iguales. También predice que la curvatura total de una porción de espacio en un tiempo global constante es cero. Esta predicción implica que la materia ordinaria total, la materia oscura y la energía del vacío residual en el Universo deben sumar la densidad crítica , y la evidencia lo respalda. Más sorprendente aún, la inflación permite a los físicos calcular las diferencias mínimas en la temperatura de diferentes regiones a partir de las 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 flotantes que estén inicialmente en reposo se separará uno del otro a un ritmo acelerado, al menos siempre que 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 de adentro hacia afuera: cada objeto está rodeado por un horizonte de eventos esférico. Una vez que el otro objeto ha caído a través de este horizonte, nunca puede regresar, e incluso las señales de luz que envía nunca llegarán al primer objeto (al menos mientras el espacio continúe expandiéndose exponencialmente).
En la aproximación de que la expansión es exactamente exponencial, el horizonte es estático y permanece a una distancia física fija. Este parche de un universo en expansión se puede describir mediante la siguiente métrica : [19] [20]
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 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 de 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 de inflación y las únicas inhomogeneidades significativas son pequeñas fluctuaciones cuánticas . La inflación también diluye las partículas pesadas exóticas, como los monopolos magnéticos predichos por muchas extensiones del Modelo Estándar de física de partículas . Si el Universo solo estuviera lo suficientemente caliente 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 . Juntos, 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 de un horizonte de agujero negro, excepto por desacuerdos filosóficos sobre lo que hay al otro lado. La interpretación del teorema sin 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 disminuyen 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 en un factor de ocho; la densidad de energía de radiación disminuye aún más rápidamente a medida que el Universo se expande, ya que la longitud de onda de cada fotón se estira ( corrimiento 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 se reduce en un factor de dieciséis (ver la solución de la ecuación de continuidad de la densidad de energía para un fluido ultrarrelativista ). Durante el inflado, la densidad de energía en el campo de inflación 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, mediante una inflación suficiente, todas se vuelven insignificantes. Esto deja al Universo plano y simétrico, y (aparte del campo de inflación homogéneo) casi vacío, en el momento en que termina la inflación y comienza el recalentamiento. [22]
Duración
Un requisito clave es que la inflación debe continuar el tiempo suficiente para producir el presente universo observable a partir de un único volumen inflacionario pequeño de Hubble . Esto es necesario para garantizar que el Universo parezca plano, homogéneo e isotrópico en las escalas observables más grandes. En general, se cree que este requisito se satisface si el Universo se expandió en un factor de al menos 10 26 durante la inflación. [23]
Recalentamiento
La inflación es un período de expansión superenfriada, cuando la temperatura desciende en un factor de 100.000 aproximadamente. (La caída exacta depende del modelo, pero en los primeros modelos fue típicamente de 10 27 K a 10 22 K. [24] ) Esta temperatura relativamente baja se mantiene durante la fase inflacionaria. Cuando termina la inflación, la temperatura vuelve a la temperatura previa a la inflación; esto se llama recalentamiento o termalización porque la gran energía potencial del campo de inflación se descompone en partículas y llena el Universo con partículas del Modelo Estándar , incluida la radiación electromagnética , iniciando la fase del Universo dominada por la radiación . Debido a que se desconoce la naturaleza del inflado, este proceso aún se comprende poco, aunque se cree que tiene lugar a través de una resonancia paramétrica . [25] [26]
Motivaciones
La inflación resuelve varios problemas en 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 , según la relatividad general , generaría 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 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, lo que hace 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 aparece estadísticamente homogéneo e isotrópico de acuerdo con el principio cosmológico . [28] [29] [30] Por ejemplo, las moléculas en un bote de gas se distribuyen de manera homogénea e isotrópica porque están en equilibrio térmico: el gas en todo el bote ha tenido tiempo suficiente para interactuar para disipar 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 el tiempo suficiente para equilibrarse. En un big bang con solo la materia y la radiación conocidas en el modelo estándar, dos regiones del universo observable muy separadas no pueden haberse equilibrado porque se separan entre sí más rápido que la velocidad de la luz y, por lo tanto, nunca han entrado en contacto causal . En el Universo temprano, no era posible enviar una señal luminosa entre las dos regiones. Debido a que no han tenido interacción, es difícil explicar por qué tienen la misma temperatura (están equilibrados térmicamente). 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 experimenta una serie de ciclos de contracción y expansión podría entrar en equilibrio térmico. Sin embargo, sus modelos fallaron debido a la acumulación de entropía durante 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. [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 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 ). [36] : 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 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 agravado por las observaciones recientes del fondo cósmico de microondas que han demostrado que el Universo es plano dentro de un pequeño porcentaje. [37]
Problema de monopolo magnético
El problema de los monopolos magnéticos , a veces llamado el problema de las reliquias exóticas, dice que si el universo primitivo era muy caliente, un gran número de muy pesados [ ¿por qué? ] , se habrían producido monopolos magnéticos estables . Este es un problema con las grandes teorías unificadas , que proponen que a altas temperaturas (como en el universo temprano) la fuerza electromagnética , las fuerzas nucleares fuertes y débiles no son en realidad fuerzas fundamentales, sino que surgen debido a la ruptura espontánea de la simetría a partir de una teoría de calibre único. . [38] 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" estable y pesada de campo magnético. [39] [40] Se predice que los monopolos se producirán copiosamente siguiendo las Grandes Teorías Unificadas a alta temperatura, [41] [42] y deberían haber persistido hasta el día de hoy, hasta tal punto que se convertirían en el constituyente principal de la Universo. [43] [44] No sólo no es el caso, sino que todas las búsquedas de ellos han fallado, poniendo límites estrictos a la densidad de monopolos magnéticos reliquia en el Universo. [45] Un período de inflación que ocurre por debajo de la temperatura en la que se pueden producir monopolos magnéticos ofrecería una posible resolución de este problema: los monopolos se separarían entre sí a medida que el Universo a su alrededor se expande, reduciendo potencialmente su densidad observada en muchos órdenes de magnitud. Aunque, como ha escrito el cosmólogo Martin Rees , "los escépticos acerca de la física exótica podrían no estar 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 100% efectiva contra una enfermedad que no lo hace. ¡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 inflable altamente simétrico, que describía un universo con una constante cosmológica que, por lo demás, 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.
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. [ cita requerida ] En la Unión Soviética, esta y otras consideraciones llevaron a Belinski y Khalatnikov a analizar la singularidad caótica 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 de instanton desarrolladas por Alexander Polyakov y sus colaboradores para estudiar el destino del falso vacío en la teoría cuántica de campos . Como 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 lo suficientemente grande del nuevo vacío, la nueva fase, para 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. Eventualmente notó 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 a partir de la nada (sin espacio , tiempo ni materia ) por fluctuaciones cuánticas de falso vacío metaestable que causó una burbuja en expansión de vacío verdadero. [48]
Inflación de Starobinsky
En la Unión Soviética, Alexei Starobinsky señaló que las correcciones cuánticas de la relatividad general deberían ser importantes para el universo temprano. Estos generalmente conducen a correcciones de curvatura al cuadrado de la acción de Einstein-Hilbert y una forma de gravedad modificada con 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 temprano pasó por una era inflacionaria de De Sitter. [49] 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 usó la acción
que corresponde al potencial
en el marco de Einstein. Esto da como resultado los observables:[50]
Problema de monopolo
En 1978, Zeldovich notó el problema de los monopolos, que era una versión cuantitativa inequívoca del problema del horizonte, esta vez en un subcampo de la física de partículas, lo que llevó a varios intentos especulativos para resolverlo. En 1980, Alan Guth se dio cuenta de que la falsa descomposición del vacío en el universo temprano resolvería el problema, lo que lo llevó a proponer una inflación impulsada por escalares. Los escenarios de Starobinsky y Guth predijeron una fase inicial de De Sitter, diferenciándose solo en detalles mecánicos.
Modelos inflacionarios tempranos
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 de la gravedad reemplazarían la singularidad inicial del Universo con una fase de De Sitter en expansión exponencial. [54] En octubre de 1980, Demóstenes Kazanas sugirió que la expansión exponencial podría eliminar el horizonte de partículas y quizás resolver el problema del horizonte, [55] [56] mientras que 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 Grand Unified Theories. Al igual que Guth, llegaron a la conclusión de que dicho modelo no solo requería un ajuste fino de la constante cosmológica, sino que también probablemente conduciría a un universo demasiado granular, es decir, a grandes variaciones de densidad como resultado de colisiones de paredes de burbujas.
Guth propuso que a medida que el universo primitivo se enfrió, quedó atrapado en un falso vacío con una alta densidad de energía, que se parece mucho a una constante cosmológica . A medida que el universo temprano se enfrió, quedó atrapado en un estado metaestable (estaba sobreenfriado), del cual solo pudo desintegrarse a través del proceso de nucleación de burbujas a través de un túnel cuántico . Las burbujas de vacío verdadero se forman espontáneamente en el mar de vacío falso y comienzan a expandirse rápidamente a la velocidad de la luz . Guth reconoció que este modelo era problemático porque el modelo no se recalentaba correctamente: cuando las burbujas se nucleaban, no generaban ninguna radiación. La radiación solo podría generarse en colisiones entre paredes de burbujas. Pero si la inflación duró lo suficiente para resolver los problemas de condiciones iniciales, las colisiones entre burbujas se volvieron extremadamente raras. En cualquier parche causal es probable que solo se nuclee una burbuja.
... Kazanas (1980) llamó a esta fase del Universo temprano "la fase de De Sitter". Guth (1981) le dio el nombre de "inflación". ... El propio Guth no se refirió a la obra de Kazanas hasta que publicó un libro sobre el tema bajo el título "El universo inflacionario: la búsqueda de una nueva teoría del origen cósmico" (1997), donde se disculpa por no haber hecho referencia al obra de Kazanas y de otros, relacionada con la inflación. [59]
Inflado lento
El problema de la colisión de burbujas fue resuelto por Linde [60] e independientemente por Andreas Albrecht y Paul Steinhardt [61] en un modelo denominado inflación nueva o inflación lenta (el modelo de Guth pasó a conocerse como inflación antigua ). En este modelo, en lugar de salir de un estado de vacío falso, la inflación se produjo por un campo escalar rodando por una colina de energía potencial. Cuando el campo rueda muy lentamente en comparación con la expansión del Universo, se produce la inflación. Sin embargo, cuando la pendiente se vuelve más empinada, el inflado 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 el inflatón. Estas fluctuaciones forman las semillas primordiales de toda estructura creada en el universo posterior. [62] Estas fluctuaciones fueron calculadas por primera vez por Viatcheslav Mukhanov y GV Chibisov al analizar el modelo similar de Starobinsky. [63] [64] [65] En el contexto de la inflación, se elaboraron independientemente del trabajo de Mukhanov y Chibisov en el Taller Nuffield de 1982 de tres semanas sobre el universo muy temprano en la Universidad de Cambridge . [66] Las fluctuaciones fueron calculadas por cuatro grupos que trabajaron por separado durante el curso del taller: Stephen Hawking ; [67] Starobinsky; [68] Guth y So-Young Pi; [69] y Bardeen , Steinhardt y Turner . [70]
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 una confirmación adicional, de manera más impresionante por las observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas realizadas por la nave espacial Planck . [71] Este análisis muestra que el Universo es plano dentro del 0,5 por ciento, y que es homogéneo e isótropo 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 en escala, es muy específica y solo tiene 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). [72] El otro parámetro libre es la relación entre el tensor y el 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 denominan perturbaciones adiabáticas o isentrópicas ). Esta estructura para las perturbaciones ha sido confirmada por la nave espacial Planck , la nave espacial WMAP y otros experimentos de fondo cósmico de microondas (CMB) y estudios de galaxias , especialmente el Sloan Digital Sky Survey en curso . [74] Estos experimentos han demostrado que una parte en 100.000 inhomogeneidades observadas tiene exactamente la forma predicha por la teoría. Existe evidencia de una ligera desviación de la invariancia de escala. El índice espectral , n s es uno para un espectro de Harrison-Zel'dovich sin variación de escala. Los modelos de inflación más simples predicen que n s está entre 0,92 y 0,98. [75] [73] [76] [77] 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, [71] [78] y una relación entre el tensor y el escalar que es menor que 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 generalmente tienen un ajuste mucho más fino de lo que debería ser necesario. [75] [73] Como modelo físico, sin embargo, la inflación es más valiosa porque predice de manera robusta las condiciones iniciales del Universo basándose en solo dos parámetros ajustables: el índice espectral (que solo puede cambiar en un rango pequeño) y el 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 de WMAP del primer año sugirieron que el espectro podría no ser casi invariante en escala, sino que podría tener una ligera curvatura. [79] Sin embargo, los datos del tercer año revelaron que el efecto era una anomalía estadística. [17] Otro efecto observado desde el primer satélite de fondo de microondas cósmico, el Explorador de Fondo Cósmico, es que la amplitud del momento cuadrupolo del CMB es inesperadamente baja y los otros multipolares bajos parecen estar alineados preferentemente con el plano de la eclíptica . Algunos han afirmado que esta es una firma 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 . [80]
Se está llevando a cabo un programa experimental para probar aún más el inflado con mediciones de CMB más precisas. 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 ( 10 15 –10 16 GeV ) es correcta. [73] [76] En marzo de 2014, el equipo de BICEP2 anunció la polarización del CMB en modo B, lo que confirma que se había demostrado la inflación. El equipo anunció la relación de potencia tensor-escalar estaba entre 0,15 y 0,27 (rechazando la hipótesis nula; se espera que sea 0 en ausencia de inflación). [81] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se notificó una disminución de la confianza en la confirmación de las conclusiones; [82] [83] [84] el 19 de septiembre de 2014, se notificó una nueva reducción de la confianza [85] [86] y, el 30 de enero de 2015, se notificó aún menos confianza. [87] [88] 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. [81]
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 de primer plano interferirá. [89] Otras mediciones futuras, como las de radiación de 21 centímetros (radiación emitida y absorbida por hidrógeno neutro antes de que se formaran las primeras estrellas ), pueden medir el espectro de potencia con una resolución incluso mayor que la CMB y los estudios de galaxias, aunque no se conoce. si estas mediciones serán posibles o si la interferencia con fuentes de radio en la Tierra y en la galaxia será demasiado grande. [90]
Estado teórico
¿Es correcta la teoría de la inflación cosmológica y, de ser así, cuáles son los detalles de esta época? ¿Cuál es el campo de inflación hipotético que da lugar a la inflación?
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] Algunos creen ahora que el inflatón no puede ser el campo de Higgs [91], aunque el reciente descubrimiento del bosón de Higgs ha aumentado el número de trabajos que consideran el campo de Higgs como inflatón. [92] Un problema de esta identificación es la tensión actual con los datos experimentales a la escala electrodébil , [93] que se está estudiando actualmente en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC). Otros modelos de inflación se basaron en las propiedades de las grandes teorías unificadas. [61] Dado que los modelos más simples de gran unificación han fallado, muchos físicos piensan ahora que la inflación se incluirá en una teoría supersimétrica como la teoría de cuerdas o una gran teoría supersimétrica unificada. En la actualidad, mientras que la inflación se entiende principalmente por sus predicciones detalladas de las condiciones iniciales para el universo temprano y caliente, la física de partículas es en gran medida un modelo ad hoc . Como tal, aunque las predicciones de inflación han sido consistentes con los resultados de las pruebas de observación, 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 una nueva inflación, las condiciones de rotación lenta deben cumplirse para que se produzca la inflación. Las condiciones de giro lento dicen que el potencial de inflación debe ser plano (en comparación con la gran energía de vacío ) y que las partículas de inflación deben tener una masa pequeña. [ aclaración necesaria ] [94] La nueva inflación requiere que el Universo tenga un campo escalar con un potencial especialmente plano y unas condiciones iniciales especiales. Sin embargo, se han propuesto explicaciones para estos ajustes. Por ejemplo, las teorías clásicas de campo invariante de escala, donde la invariancia de escala se rompe por efectos cuánticos, proporcionan una explicación de la uniformidad de los potenciales inflacionarios, siempre que la teoría pueda estudiarse a través de la teoría de la perturbación . [95]
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 se producirá en prácticamente cualquier universo que comience en un estado caótico de alta energía que tenga un campo escalar con energía potencial ilimitada. [96] Sin embargo, en su modelo, el campo de inflación necesariamente toma valores mayores que una unidad de Planck : por esta razón, estos a menudo se denominan modelos de campo grande y los nuevos modelos de inflación que compiten se denominan modelos de campo pequeño . En esta situación, se cree que las predicciones de la teoría de campo efectiva no son válidas, ya que la renormalización debería provocar grandes correcciones que podrían evitar la inflación. [97] 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. [98] Si bien la inflación depende de la teoría cuántica de campos (y 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. [99] La amplitud de las inhomogeneidades primordiales producidas en la inflación está directamente ligada a la escala energética de la inflación. Se sugiere que esta escala sea de alrededor de 10 16 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 se reduce 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 calibres.
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 inflables se expanden muy rápidamente y se reproducen. A menos que la velocidad de caída a la fase de no inflado sea suficientemente rápida, las nuevas regiones de inflado se producen más rápidamente que las regiones de no inflado. 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 importantes disensiones 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. [100] Demostró que la inflación podría continuar para siempre al producir burbujas de espacio no inflable llenas de materia caliente y radiación rodeadas de espacio vacío que sigue inflando. Las burbujas no podían crecer lo suficientemente rápido para mantenerse al día con la inflación. Más tarde ese mismo año, Alexander Vilenkin demostró que la inflación eterna es genérica. [101]
Aunque la nueva inflación clásicamente está reduciendo el 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. Hay teoremas bien conocidos de que este estado estable no puede continuar para siempre en el pasado. El espacio-tiempo inflacionario, que es similar al espacio de De Sitter, está incompleto sin una región de contracción. Sin embargo, a diferencia del espacio de De Sitter, las fluctuaciones en un espacio inflacionario en contracción colapsan para formar una singularidad gravitacional, un punto donde las densidades se vuelven infinitas. Por tanto, es necesario tener una teoría de 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 hacen. Esto sugiere que el volumen de la parte del Universo que se infla en la imagen global es siempre inimaginablemente mayor que la parte que ha dejado de inflarse, aunque la inflación finalmente termina como la 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 contabiliza por volumen, uno debería esperar que la inflación nunca termine o aplicando condiciones de frontera que exista un observador local para observarla, que la inflación terminará lo más tarde posible.
Algunos físicos creen que esta paradoja se puede resolver ponderando a los observadores por 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 introdujo por primera vez el modelo inflacionario eterno, [100] luego se convirtió en uno de sus críticos más vocales por esta razón. [102] [103] [104]
Condiciones iniciales
Algunos físicos han intentado evitar el problema de las condiciones iniciales proponiendo modelos para un universo eternamente inflado sin origen. [105] [106] [107] Estos modelos proponen que mientras el Universo, en las escalas más grandes, se expande exponencialmente, fue, es y siempre será, espacialmente infinito y ha existido, y existirá, para siempre.
Otras propuestas intentan describir la creación ex nihilo del Universo basándose en la cosmología cuántica y la siguiente inflación. Vilenkin presentó uno de esos escenarios. [101] Hartle y Hawking ofrecieron la propuesta sin fronteras para la creación inicial del Universo en el que la inflación se produce de forma natural. [108] [109] [110]
Guth describió el universo inflacionario como el "almuerzo gratis definitivo": [111] [112] nuevos universos, similares al nuestro, se producen continuamente en un vasto fondo inflado. 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, 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 se haya producido por una fluctuación cuántica . Don Page fue un crítico abierto de la inflación debido a esta anomalía. [113] Hizo hincapié en que la flecha termodinámica del tiempo necesita 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.
Hawking y Page encontraron más tarde resultados ambiguos cuando intentaron calcular la probabilidad de inflación en el estado inicial de Hartle-Hawking. [114] Otros autores han argumentado que, dado que la inflación es eterna, la probabilidad no importa mientras no sea precisamente cero: una vez que comienza, la inflación se perpetúa y rápidamente domina el Universo. [5] [115] : 223-225 Sin embargo, Albrecht y Lorenzo Sorbo argumentaron que la probabilidad de que un cosmos inflacionario, consistente con las observaciones de hoy, emerja de una fluctuación aleatoria de algún estado preexistente es mucho mayor que la de un cosmos no existente. 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 supera cualquier consideración entrópica. [116]
Otro problema que se ha mencionado ocasionalmente es el problema trans-Planckiano o los efectos trans-Planckianos. [117] Dado que la escala energética 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 menores que la longitud de Planck antes de la inflación. Por lo tanto, debería haber correcciones de la física a escala de Planck, en particular la desconocida teoría cuántica de la gravedad. Sigue habiendo cierto desacuerdo sobre la magnitud de este efecto: sobre si se encuentra en el umbral de detectabilidad o si es completamente indetectable. [118]
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 del balanceo, otro desencadena el final de la inflación: cuando la inflación ha continuado durante un tiempo suficiente, se vuelve favorable que el segundo campo decaiga a un nivel mucho más bajo. estado energético. [119]
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 segundo no afectarían la tasa de expansión. Por tanto, la inflación híbrida no es eterna. [120] [121] Cuando el segundo inflatón (lento) alcanza el fondo de su potencial, cambia la ubicación del mínimo del potencial del primer inflatón, lo que conduce a un rápido giro 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 la aceleración de la expansión del universo actual. Sin embargo, la escala de energía de la energía oscura es mucho más baja, 10-12 GeV, aproximadamente 27 órdenes de magnitud menos que la escala de inflación.
Inflación y cosmología de cuerdas
El descubrimiento de las compactaciones de flujo abrió el camino para reconciliar la inflación y la teoría de cuerdas. [122] La inflación de las branas sugiere que la inflación surge del movimiento de las D-branas [123] en la geometría compactada, 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 comprende completamente. Parece que se necesitan condiciones especiales, ya que la inflación se produce en la construcción de túneles entre dos vacíos en el paisaje de cuerdas . El proceso de tunelización entre dos vacíos es una forma de inflación antigua, pero luego debe producirse una nueva inflación por algún otro mecanismo.
Inflación y gravedad cuántica de bucle
Al investigar los efectos que la teoría de la gravedad cuántica de bucles tendría sobre 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 asume un espacio-tiempo cuantificado. Si la densidad de energía es mayor de la que puede contener el espacio-tiempo cuantificado, se cree que se recuperará. [124]
Alternativas y complementos
Se han propuesto otros modelos que, según se afirma, 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 rebote cósmicos, explicando así las condiciones iniciales que llevaron al big bang. [125] 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. [126] [127] Esta teoría extiende la relatividad general al eliminar una restricción de la simetría de la conexión afín y considerar su parte antisimétrica, el tensor de torsión , como una variable dinámica. El acoplamiento mínimo entre la torsión y los espinores de Dirac genera una interacción espín-espín que es significativa en 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 Big Bounce explica por qué el Universo actual a escalas mayores parece espacialmente plano, homogéneo e isotrópico. A medida que la densidad del Universo disminuye, los efectos de la torsión se debilitan y el Universo entra sin problemas en la era dominada por la radiación.
Modelos ekpiróticos y cíclicos
Los modelos ekpyrótico y cíclico también se consideran complementos de 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, son una reminiscencia de Richard Chace Tolman 's universo oscilatorio ; 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 e investigación actual. Los modelos ekpyrotic evitan el problema de los monopolos magnéticos 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 una "desaceleración" de la expansión, pero esto no es sorprendente ya que se espera que cada ciclo dure del orden de un billón de años.
Cosmología de los gases de cadena
La teoría de cuerdas requiere que, además de las tres dimensiones espaciales observables, existan dimensiones adicionales que estén enrolladas o compactadas (ver 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 inadvertidamente pequeño. Robert Brandenberger y Cumrun Vafa propusieron un intento de abordar esta cuestión, llamado cosmología de gas de cadena . [128] 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 solo puede expandirse si las cuerdas que se enrollan a su alrededor pueden aniquilarse entre sí de manera eficiente. Cada cuerda es un objeto unidimensional, y el mayor número de dimensiones en las que dos cuerdas 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 tener éxito en estabilizar el tamaño de las dimensiones compactadas y producir el espectro correcto de perturbaciones de densidad primordial. [129] El modelo original no "resolvió los problemas de entropía y planitud de la cosmología estándar", [130] aunque Brandenburger y sus coautores argumentaron más tarde que estos problemas pueden eliminarse implementando la cosmología de gas de cadena en el contexto de un escenario de universo rebotante. [131] [132]
Variando c
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 presente, aumentando efectivamente el horizonte de partículas en el momento del desacoplamiento lo suficiente para dar cuenta de la isotropía observada del CMB.
Criticas
Desde su introducción por Alan Guth en 1980, el paradigma inflacionario se ha vuelto ampliamente aceptado. Sin embargo, muchos físicos, matemáticos y filósofos de la ciencia han expresado sus críticas, alegando predicciones incontrolables y una falta de apoyo 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 el momento, buenas bases para admitir ninguno de los modelos de inflación en el núcleo estándar de la cosmología. . " [6]
Para funcionar, y como señala Roger Penrose a partir de 1986, la inflación requiere unas condiciones iniciales extremadamente específicas por sí mismas, de modo que el problema (o pseudoproblema) de las condiciones iniciales no se resuelva: "Hay algo fundamentalmente mal concebido sobre tratando 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 sería han sido incluso más especiales antes de la termalización que después ". [133] El problema de las condiciones iniciales específicas o "perfeccionadas" no se habría resuelto; habría empeorado. En una conferencia en 2015, Penrose dijo que "la inflación no es falsable, está falsificada. [...] BICEP hizo un servicio maravilloso al sacar a todos los inflacionistas de su caparazón y darles un ojo morado". [7]
Una crítica recurrente de la inflación es que el campo de inflatón invocado no corresponde a ningún campo físico conocido, y que su curva de energía potencial parece ser una invención ad hoc para acomodar casi cualquier dato que se pueda obtener. Paul Steinhardt , uno de los padres fundadores de la cosmología inflacionaria, se ha convertido recientemente en uno de sus críticos más agudos. Él llama 'inflación mala' a un período de expansión acelerada cuyo resultado entra en conflicto con las observaciones, y 'inflación buena' a uno compatible con ellas: "No solo es más probable una mala inflación que una buena inflación, sino que no hay inflación más probable que ninguna de las dos [... .] Roger Penrose consideró todas las configuraciones posibles de los campos inflatón y gravitacional. Algunas de estas configuraciones conducen a la inflación [...] Otras configuraciones conducen a un universo plano uniforme directamente, sin inflación. Obtener un universo plano es poco probable en general. Sin embargo, la sorprendente conclusión de Penrose fue que obtener un universo plano sin inflación es mucho más probable que con inflación, ¡en un factor de 10 a la potencia googol (10 a 100)! " [5] [115] Junto con Anna Ijjas y Abraham Loeb , escribió artículos afirmando que el paradigma inflacionario está en problemas en vista de los datos del satélite Planck . [134] [135] Los que se oponen fueron presentados por Alan Guth , David Kaiser , y Yasunori Nomura [136] y por Andrei Linde , [137] diciendo que "la inflación cósmica es sobre una base más fuerte que nunca". [136]
Ver también
- Cosmología de la brana
- Conservación del momento angular
- Cosmología
- Flujo oscuro
- Ley de Hubble
- Inflado no acoplado mínimamente
- Óptica no lineal
- Modelo de tres toros del universo
- Inflación cálida
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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 y las peculiares condiciones iniciales exponencialmente afinadas que se requieren para comenzar 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 transición suave de la contracción y el gran crujido al gran explosión y expansión.
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enlaces externos
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