Inflación (cosmología)

En cosmología física , la inflación cósmica, la inflación cosmológica o simplemente la inflación es la teorizado extremadamente rápido exponencial expansión de la temprana universo por un factor de al menos 10 en el volumen ^78, impulsado por una presión negativa densidad de energía de vacío. La época inflacionaria comprende la primera parte de la época electrodébil tras la Época de Gran Unificación. Duró desde 10 ^-36 segundos después del Big Bang que en algún momento entre 10 ^-33 y 10 ^-32 segundos. Tras el período inflacionario, el universo continúa expandiéndose, pero a un ritmo más lento.

El término "inflación" también se utiliza para referirse a la hipótesis de que la inflación se produjo, a la teoría de la inflación, o al época inflacionaria. La hipótesis inflacionaria fue propuesta originalmente en 1980 por el físico estadounidense Alan Guth, que la nombró "la inflación". También se propuso por Katsuhiko Sato en 1981.

Como consecuencia directa de esta expansión, todo el universo observable se originó en una pequeña causalmente conectado región. La inflación responde a la interrogante clásico de la cosmología del Big Bang: ¿por qué aparece el universo plana, homogénea, y isotrópico de acuerdo con la principio cosmológico, cuando cabría esperar, sobre la base de la física del Big Bang, un universo curvo, heterogéneo? La inflación también se explica el origen de la estructura a gran escala del cosmos . Las fluctuaciones cuánticas en la región inflacionario microscópica, magnificada a tamaño cósmico, se convierten en las semillas para el crecimiento de la estructura en el universo (véase la formación y evolución de galaxias y estructura de la formación).

Mientras que la detallada física de partículas mecanismo responsable de la inflación no se conoce, la imagen básica hace una serie de predicciones que han sido confirmados por la observación. La inflación está por lo tanto ahora se considera parte de la caliente estándar del Big Bang cosmología. La hipotética partículas o campo cree que es responsable de la inflación se denomina inflatón.

Visión de conjunto

Mientras que la relatividad especial constriñe los objetos del universo se mueva más rápido con respecto a la otra a la velocidad de la luz, no hay tal limitación en la relatividad general . Un universo en expansión generalmente tiene un horizonte cosmológico que, por analogía con el más familiar horizonte causada por la curvatura de la superficie de la Tierra, marca el límite de la parte del universo que un observador puede ver. Objetos más allá del horizonte cosmológico se alejan tan rápido que la luz (u otra radiación electromagnética) es incapaz de alcanzar el observador.

Hay dos maneras de describir un espacio-tiempo con un horizonte: local y global. El cuadro local incluye solamente lo que es (potencialmente) visible desde un determinado punto en el espacio-tiempo, mientras que la imagen global incluye regiones no observables más allá del horizonte. Las dos perspectivas están relacionadas por un proceso de extensión: dondequiera que haya un horizonte, una solución particular de la relatividad general se puede extender más allá de ella, asumiendo que no ocurre nada especial allí (es decir, que "se parece a" la región en el horizonte) . Los puntos locales y globales de vista tienen diferentes nociones de tiempo. Desde el punto de vista local, el horizonte es infinitamente lejos en el futuro y nada llega a ella, mientras que desde el punto de vista global el horizonte es una superficie ordinaria en tiempo finito, y el espacio y el tiempo se extienden más allá de ella. Haciendo caso omiso de la mecánica cuántica , las dos imágenes son equivalentes: cualquier declaración física se puede traducir libremente hacia adelante y hacia atrás, y ambos cuadros están de acuerdo en los resultados de todos los experimentos físicos.

Para la cosmología en el punto de vista global, el universo observable es un parche causal de un universo observable mucho más grande; hay partes del universo que no puede comunicarse con nosotros todavía. Estas partes del universo están fuera de nuestro actual horizonte cosmológico. En el modelo del big bang caliente estándar, sin inflación, el horizonte cosmológico se mueve fuera, trayendo nuevas regiones a la vista. Como vemos estas regiones, por primera vez, se ven no es diferente de cualquier otra región del espacio que ya hemos visto: tienen una radiación de fondo que se encuentra en casi exactamente la misma temperatura que la radiación de fondo de otras regiones, y su espacio- curvatura tiempo evoluciona bloqueo de paso con la nuestra. Esto presenta un misterio: ¿cómo estas nuevas regiones saben lo que la temperatura y la curvatura que se supone que tiene? No podrían haber aprendido de señales conseguir, porque no estaban en comunicación con nuestro cono de luz pasado antes.

La inflación responde a esta pregunta, al postular que todas las regiones provienen de una época anterior con una energía de vacío grande, o constante cosmológica. Un espacio con una constante cosmológica es cualitativamente diferente: en lugar de moverse hacia el exterior, el horizonte cosmológico queda. Para cualquier observador, la distancia al horizonte cosmológico es constante. Con expansión exponencial espacio, dos observadores cercanos se separan muy rápidamente; tanto es así, que la distancia entre ellos rápidamente excede los límites de las comunicaciones. En el punto de vista global, las rodajas espaciales se están expandiendo muy rápido para cubrir grandes volúmenes. En el punto de vista local, las cosas se están moviendo constantemente más allá del horizonte cosmológico, que es una distancia fija de distancia, y todo se vuelve homogénea muy rápidamente.

En cualquier punto de vista, como el campo de inflación relaja lentamente a la de vacío, la constante cosmológica va a cero, y el espacio comienza a expandirse normalmente. Las nuevas regiones que entran en la vista durante la fase de expansión normal, en el punto de vista global, son exactamente las mismas regiones que fueron empujados fuera del horizonte durante la inflación, y por lo que son necesariamente casi a la misma temperatura y curvatura, porque provienen de la misma pequeña parcela de espacio. En el punto de vista local, el horizonte cosmológico todavía está en el Big Bang, y la inflación está siempre pasando en una piel fina, donde el tiempo se detuvo casi, y el mismo proceso produce nuevas regiones como siempre lo hacía, hasta pequeñas fluctuaciones.

La inflación desde el punto de vista global es a menudo llamado inflación eterna. En una rebanada global en tiempo constante, las regiones con la inflación tienen un volumen de crecimiento exponencial, mientras que las regiones que no están inflando no. Esto significa que el volumen de la parte de inflar del universo en la imagen global es siempre inimaginablemente mayor que la parte que ha dejado de inflar. Si la probabilidad de diferentes regiones se cuenta por volumen, se debe esperar que la inflación no tendrá fin, o la aplicación de condiciones de contorno que existimos para observarlo, que la inflación terminará lo más tarde posible. Ponderación por volumen no es natural en el punto de vista local, donde la inflación no es eterna, que finalmente termina como se ve por ningún observador. Esta imagen da sentido a la distribución de probabilidad sobre la paisaje antrópico.

La teoría de la inflación en cualquier imagen explica por qué las temperaturas y curvaturas de diferentes regiones son tan casi igual, y se predice que la curvatura total de un espacio de intervalo de tiempo global en constante es cero. Esta predicción significa que el total de materia ordinaria, la materia oscura , y residual energía del vacío en el universo tiene que sumar a la densidad crítica, una predicción que se confirma con mucha precisión. Más notablemente, la inflación permite a los físicos calculan las pequeñas diferencias en la temperatura de las diferentes regiones de las fluctuaciones cuánticas en la época inflacionaria, y estas predicciones cuantitativas también se han confirmado.

Expande Espacio

Decir que el espacio se expande de manera exponencial significa que dos observadores inerciales están moviendo más lejos con la aceleración de la velocidad. En coordenadas estacionarias para un observador, un parche de un universo inflar tiene la siguiente polar métrica:

Esto es igual que una de adentro hacia afuera métrica-it agujero negro tiene un cero en el componente en una esfera de radio fijo llamado el horizonte cosmológico . Los objetos se dibujan lejos del observador en hacia el horizonte cosmológico, que se cruzan en un tiempo propio finito. Esto significa que cualquier falta de homogeneidad se suavizan, al igual que las irregularidades o la materia en la superficie de un horizonte del agujero negro se traga y desaparecer.

Desde el métrica del espacio-tiempo no tiene ninguna dependencia temporal explícita, una vez que un observador ha cruzado el horizonte cosmológico, los observadores más cerca de ocupar su lugar. Este proceso de caer hacia fuera y puntos de reemplazo más cerca de siempre están sustituyendo progresivamente los puntos más fuera de una expansión exponencial del espacio-tiempo.

Este estado estacionario espacio-tiempo en expansión exponencial se llama espacio de Sitter, y para sostener que debe haber un constante cosmológica, una energía de vacío proporcional a en todas partes. En este caso, el ecuación de estado es . Las condiciones físicas de un momento a otro son estables: la tasa de expansión, llamado el parámetro de Hubble , es casi constante, y el factor de escala del universo es proporcional a . La inflación es a menudo llamado un período de expansión acelerada debido a la distancia entre dos observadores fijos está aumentando de manera exponencial (es decir, a un ritmo acelerado a medida que se aparte), mientras que puede permanecer aproximadamente constante (ver parámetro de desaceleración).

Pocas inhomogeneidades permanecen

Inflación cosmológica tiene el importante efecto de suavizar heterogeneidades, anisotropías y la curvatura del espacio. Esto empuja el universo en un estado muy simple, en la cual está totalmente dominado por la campo de inflación, la fuente de la constante cosmológica, y los únicos heterogeneidades significativas son las pequeñas fluctuaciones cuánticas en el inflatón. La inflación también diluye partículas pesadas exóticas, como la monopolos magnéticos predichos por varias extensiones del Modelo Estándar de la física de partículas . Si el universo era sólo lo suficientemente caliente para formar dichas partículas antes de un período de inflación, no se pueden observar en la naturaleza, ya que sería tan raro que es muy probable que no los hay en el universo observable . En conjunto, estos efectos se denominan el inflacionario "teorema sin pelo", por analogía con el ningún teorema de pelo para los agujeros negros .

El teorema "sin pelo" trabaja esencialmente porque el horizonte cosmológico no es diferente de un horizonte del agujero negro, a excepción de los desacuerdos filosóficos sobre lo que está en el otro lado. La interpretación del teorema de no pelo es que el universo (observable y no observable) se expande por un factor enorme en la inflación. En un universo en expansión, densidades de energía generalmente caen o se diluyen, como el volumen del universo aumenta. Por ejemplo, la densidad de corriente "en frío" materia (polvo) se cae como el inverso del volumen: cuando las dimensiones lineales doble, la densidad de energía se reduce por un factor de ocho; la densidad de energía de radiación se pone aún más rápidamente a medida que el universo se expande desde la longitud de onda de cada fotón se estira ( corrimiento al rojo ), además de los fotones se dispersan por la expansión. Cuando se duplican las dimensiones lineales, la densidad de energía de la radiación cae por un factor de dieciséis años. Durante el inflado, la densidad de energía en el campo de inflación es más o menos constante. Sin embargo, la densidad de energía en la falta de homogeneidad, curvatura, anisotropías y partículas exóticas está cayendo, y por medio de la inflación suficiente éstos se convierten en insignificantes. Esto deja un universo vacío, plana y simétrica, que está lleno de radiación cuando termina la inflación.

Requisito clave

Un requisito fundamental es que la inflación debe continuar el tiempo suficiente para producir el presente universo observable desde una sola, pequeña inflacionario Volumen de Hubble. Esto es necesario para asegurar que el universo parece plano, homogéneo e isótropo en las mayores escalas observables. Este requisito se piensa generalmente para ser satisfecho si el universo se expandió en un factor de al menos 10 ²⁶ durante el inflado.

Recalentamiento

La inflación es un período de expansión sobreenfriado, cuando la temperatura cae por un factor de 100.000 o menos. (La caída exacta depende del modelo, pero en los primeros modelos fue típicamente de 10 ²⁷ K a 10 K. ²²⁾ Esta temperatura relativamente baja se mantiene durante la fase inflacionaria. Cuando la inflación termina la temperatura vuelva a la temperatura pre-inflacionaria; esto se llama recalentamiento o termalización porque la gran energía potencial de la campo de inflación se desintegra en partículas y llena el universo con Modelo Estándar de partículas, incluyendo la radiación electromagnética , a partir de la radiación dominado fase del Universo. Debido a la naturaleza de la inflación no es conocido, este proceso aún es poco conocido, aunque se cree que tiene lugar a través de una resonancia paramétrica.

Motivaciones

La inflación resuelve varios problemas en el Big Bang la cosmología, que fueron descubiertas en la década de 1970. La inflación fue descubierto por primera vez por Guth mientras investigaba el problema de por qué no vemos monopolos magnéticos actuales; se encontró con que una energía positiva falso vacío sería, de acuerdo con la relatividad general , generará una expansión exponencial del espacio. Se dio cuenta muy rápidamente de que tal expansión podría resolver muchos otros problemas de larga data. Estos problemas surgen de la observación de que se vea como lo hace hoy, el universo tendría que haber empezado desde muy finamente sintonizado, o condiciones iniciales "especiales" en el Big Bang. La inflación se intenta resolver estos problemas proporcionando un mecanismo dinámico que impulsa el universo a este estado especial, haciendo así un universo como el nuestro mucho más probable en el contexto de la teoría del Big Bang.

Problema del horizonte

La problema del horizonte es el problema de determinar por qué el universo aparece estadísticamente homogéneo e isotrópico de acuerdo con la principio cosmológico. Por ejemplo, las moléculas de un bote de gas se distribuyen homogéneamente y isótropa, ya que se encuentran en equilibrio térmico: de gas en todo el bote ha tenido tiempo suficiente para interactuar para disipar las heterogeneidades y anisotropías. La situación es muy diferente en el modelo del big bang sin inflación, debido a la expansión de la gravedad no da el universo temprano tiempo suficiente para equilibrar. En una gran explosión con sólo la materia y radiación conocida en el Modelo Estándar , dos regiones muy distantes del universo observable no puede haber equilibrio, porque se separan el uno del otro más rápido que la velocidad de la luz -así nunca han entrado en contacto causal: en la historia del universo, de vuelta a los tiempos más remotos, no ha sido posible enviar una señal de luz entre las dos regiones. Porque no tienen interacción, es difícil explicar por qué tienen la misma temperatura (se equilibró térmicamente). Esto es porque el Radio de Hubble en una radiación o universo dominado por la materia se expande mucho más rápidamente que las longitudes físicas y por lo puntos que están fuera de la comunicación están entrando en comunicación. Históricamente, las dos soluciones propuestas son el universo de Phoenix Georges Lemaître y el relacionado universo oscilatorio de Richard Chase, Tolman, y la Universo de Mixmaster Charles Misner. Lemaître y Tolman propusieron que un universo de someterse a un número de ciclos de contracción y expansión podría entrar en el equilibrio térmico. Sus modelos fracasaron, sin embargo, debido a la acumulación de entropía durante varios ciclos. Misner hizo la conjetura (en última instancia errónea) de que el mecanismo de Mixmaster, que hizo el universo más caótico, podría llevar a la homogeneidad e isotropía estadística.

Problema de planitud

Otro problema es la problema planitud (que a veces se llama una de las Dicke coincidencias, con el otro es el problema constante cosmológica). Se había conocido 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 a gran escala cuya geometría es la habitual geometría euclidiana , en lugar de una no euclidiana hiperbólica o geometría esférica).

Por lo tanto, independientemente de la forma del universo la contribución de 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 corrimientos al rojo de distancia más lentamente que la materia y la radiación. Extrapolado al pasado, esto presenta un problema de ajuste porque la contribución de curvatura del universo debe ser exponencialmente pequeña (dieciséis órdenes de magnitud menor que la densidad de radiación en gran nucleosíntesis bang, por ejemplo). Este problema se ve agravado por las recientes observaciones del fondo cósmico de microondas que han demostrado que el universo es plano con la exactitud de un pequeño porcentaje.

Problema Magnetic-monopolo

El problema monopolo magnético (a veces llamado el problema exótico-reliquias) dice que si el universo temprano era muy caliente, un gran número de muy pesado, estable monopolos magnéticos se producirían. Este es un problema con Grandes teorías unificadas, que propone que a altas temperaturas (como en el universo temprano) la fuerza electromagnética , fuerte, y débil las fuerzas nucleares no son en realidad fuerzas fundamentales sino que surgen debido a la ruptura espontánea de simetría de una sola medir teoría. Estas teorías predicen un número de partículas pesadas y estables que aún no se han observado en la naturaleza. El más notorio es el monopolo magnético, una especie de establo, "nudo" pesado en el campo magnético. Se espera que los monopolos a producirse copiosamente en las grandes teorías unificadas a alta temperatura, y que deberían haber persistido hasta nuestros días, a tal punto que se convertirían en el principal componente del universo. No sólo es que no es el caso, pero todas las búsquedas de ellos hasta ahora han resultado infructuosas, poner límites estrictos a la densidad de los monopolos magnéticos reliquia en el universo. Un periodo de inflación que se produce por debajo de la temperatura a la que los monopolos magnéticos pueden ser producidos ofrecería una posible resolución de este problema: monopolos sería separado el uno del otro como el universo que les rodea se expande, potencialmente disminuyendo su densidad observada en muchos órdenes de magnitud. Aunque, como cosmólogo Martin Rees ha escrito, "Los escépticos acerca de la física exótica podría no ser muy impresionados por un argumento teórico para explicar la ausencia de partículas que son ellos mismos sólo hipotética. La medicina preventiva puede parecer fácilmente 100 por ciento efectiva contra una enfermedad que no existe!"

Historia

Precursores

En los primeros días de la Relatividad General , Albert Einstein introdujo el constante cosmológica para permitir una solución estática que era una esfera tridimensional con una densidad uniforme de la materia. Un poco más tarde, Willem de Sitter encontró un universo inflar altamente simétrico, que describe un universo con una constante cosmológica, que es por lo demás vacío. Se descubrió que la solución de Einstein es inestable, y si hay pequeñas fluctuaciones, con el tiempo, ya sea se derrumba o se convierte en de de Sitter.

A principios de la década de 1970 Zeldovich notó la planitud y horizonte graves problemas de la cosmología del Big Bang; antes de su trabajo, la cosmología se presume que es simétrica por motivos puramente filosóficas. En la Unión Soviética, ésta y otras consideraciones llevaron Belinski y Khalatnikov para analizar la caótica BKL singularidad en la Relatividad General. Misner del Universo Mixmaster intentó utilizar este comportamiento caótico para resolver los problemas cosmológicos, con un éxito limitado.

A finales de 1970, Sidney Coleman aplica la técnicas InstantOn desarrollado por Alexander Polyakov y colaboradores para estudiar el destino de la falso vacío en la teoría cuántica de campos. Como una fase metaestable en la mecánica estadística de agua por debajo de la temperatura de congelación o por encima del punto-a campo cuántico de ebullición nucleada necesitaría una gran burbuja suficiente de la nueva vacío, la nueva fase, con el fin de hacer una transición. Coleman encontró la vía de descomposición más probable para la descomposición de vacío y calcula el tiempo de vida inversa por unidad de volumen. Finalmente señaló que los efectos gravitacionales serían significativos, pero no calculó estos efectos y no aplicar los resultados a la cosmología.

En la Unión Soviética, Alexei Starobinskoye resaltar que las correcciones cuánticas a la relatividad general deben ser importantes en los inicios del universo, y éstos de forma genérica a fin de corregirlos-curvatura cuadrado a la Acción de Einstein-Hilbert. La solución a las ecuaciones de Einstein en presencia de curvatura cuadrado términos, cuando las curvaturas son grandes, puede conducir a una constante cosmológica efectiva, por lo que propuso que el universo temprano pasó por una fase de Sitter, una era inflacionaria. Esto resuelve los problemas de la cosmología, y dio lugar a predicciones específicas para las correcciones a la radiación de fondo de microondas, las correcciones que se calcularon en detalle poco después.

En 1978, Zeldovich señaló el problema del monopolo, que era una versión cuantitativa inequívoca del problema del horizonte, esta vez en un subcampo de moda de la física de partículas, lo que llevó a varios intentos especulativos resolverlo. En 1980, trabajando en el oeste, Alan Guth se dio cuenta de que la caries falso vacío en el universo temprano resolvería el problema, que lo llevó a proponer escalar la inflación impulsada. Starobinskoye de escenarios y de Guth ambos predijo una fase inicial Sitter, que sólo difieren en los detalles del mecanismo.

Los primeros modelos inflacionarios

La inflación se propuso en enero de 1980, por Alan Guth como mecanismo para la solución de estos problemas. Al mismo tiempo, Starobinskoye argumentó que las correcciones cuánticas a la gravedad reemplazarían la singularidad inicial del universo con una fase Sitter expansión exponencial. En octubre de 1980, Demóstenes Kazanas sugirió que la expansión exponencial podría eliminar el horizonte de partículas y quizás resolver el problema del horizonte, mientras que Sato sugiere que una expansión exponencial podría eliminar paredes de dominio (otra especie de exótica reliquia). En 1981 Einhorn y Sato publicaron un modelo similar al de Guth y demostraron que resolvería el enigma de la abundancia monopolo magnético en Las grandes teorías unificadas. Como Guth, llegaron a la conclusión de que tal modelo no sólo requiere un ajuste fino de la constante cosmológica, sino que también daría lugar muy probablemente a un universo demasiado granular, es decir, a grandes variaciones de densidad resultantes de las colisiones de la pared de la burbuja.

El tamaño físico de la Radio de Hubble (línea continua) como una función de la expansión lineal (factor de escala) del universo. Durante la inflación cosmológica, el radio de Hubble es constante. También se muestra la longitud de onda física de un modo de perturbación (línea discontinua). La trama muestra cómo el modo de perturbación crece más grande que el horizonte durante la inflación cosmológica antes de volver dentro del horizonte, que crece rápidamente durante la dominación radiación. Nunca Si la inflación cosmológica había sucedido, y la dominación radiación continuó hacia atrás hasta un singularidad gravitacional, el modo nunca hubiera sido fuera del horizonte en el universo muy temprano, y no mecanismo causal podría haber asegurado que el universo era homogénea en la escala del modo de perturbación.

Guth propuso que a medida que el universo primitivo se enfrió, se quedó atrapado en un falso vacío con una alta densidad de energía, que es muy parecido a un constante cosmológica. A medida que el universo primitivo enfría estaba atrapado en un estado metaestable (era sobreenfriado), que sólo podía decaimiento de a través del proceso de nucleación de burbujas a través de túnel cuántico. Burbujas de verdadero vacío forman espontáneamente en el mar de falso vacío y comenzar en rápida expansión en la velocidad de la luz . Guth reconoció que este modelo era problemático porque el modelo no recalentar correctamente: cuando las burbujas nucleados, no generan ningún tipo de radiación. La radiación sólo se podría generar en las colisiones entre las paredes de la burbuja. Pero si la inflación duró lo suficiente para resolver los problemas de condiciones iniciales, las colisiones entre burbujas hicieron sumamente rara. En cualquier parche causal es probable que sólo una burbuja nucleada.

Inflación Slow-roll

El problema de colisión de burbuja fue resuelto por Andrei Linde y de forma independiente Andreas Albrecht y Paul Steinhardt en un modelo llamado nuevo la inflación o la inflación lenta-roll (modelo de Guth entonces se conocía como viejo inflación). En este modelo, en lugar de un túnel de un estado falso vacío, la inflación se produjo por un campo escalar rodando por una colina potencial energético. Cuando los rollos de campo muy lentamente en comparación con la expansión del universo, la inflación se produce. Sin embargo, cuando la colina se hace más pronunciada, se pueden presentar extremos de inflación y recalentamiento.

Efectos de las asimetrías

Finalmente, se demostró que la nueva inflación no produce un universo perfectamente simétrica, pero que las fluctuaciones cuánticas minúsculas en el se crean inflatón. Estas pequeñas fluctuaciones forman las semillas primordiales para toda estructura creada en el universo más tarde. Estas fluctuaciones se calcularon por primera vez por Viatcheslav Mukhanov y GV Chibisov en la Unión Soviética en el análisis de modelo similar de Starobinskoye. En el contexto de la inflación, que se trabajaron de forma independiente de la labor de Mukhanov y Chibisov a las tres semanas de 1982 Nuffield Taller sobre el Universo muy temprano en la Universidad de Cambridge . Las fluctuaciones fueron calculadas por cuatro grupos de trabajo por separado en el transcurso del taller: Stephen Hawking ; Starobinskoye; Guth y Pi So-Young; y James M. Bardeen, Paul Steinhardt y Michael Turner.

Estado de observación

La inflación es un mecanismo para la realización de la principio cosmológico que es la base del modelo estándar de la cosmología física: se da cuenta de la homogeneidad e isotropía del universo observable. Además, representa 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, lo más impresionante de las observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas realizadas por el Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) de la NASA. Este análisis muestra que el universo es plano con una precisión de al menos un pequeño porcentaje, y que es homogéneo e isótropo a una parte en 10.000.

Además, la inflación predice que formó las estructuras visibles en el universo actual a través de la colapso gravitacional de las perturbaciones que se formaron como las fluctuaciones de la mecánica cuántica en la época inflacionaria. La forma detallada del espectro de las perturbaciones llama casi-escala-invariante Campo aleatorio gaussiano (o Harrison-Zel'dovich espectro) es muy específica y sólo tiene dos parámetros libres, la amplitud del espectro y el índice espectral que mide la ligera desviación de la invarianza de escala predicho por la inflación (invariancia perfecta escala corresponde a la idealizada De Sitter universo). La inflación predice que las perturbaciones observadas deben estar en equilibrio térmico entre sí (se denominan adiabática o perturbaciones isentrópicas). Esta estructura de las perturbaciones ha sido confirmada por la sonda WMAP y otros experimentos fondo cósmico de microondas, y estudios de galaxias, especialmente el curso Sloan Digital Sky Survey. Estos experimentos han demostrado que una parte en 10.000 inhomogeneidades observadas tienen exactamente la forma prevista por la teoría. Además, existe evidencia de una ligera desviación de la invarianza de escala. El índice espectral, n _s es igual a uno para un espectro invariante en escala. Los modelos más simples de la inflación predicen que esta cantidad es de entre 0,92 y 0,98. A partir de los datos tomados por la nave espacial WMAP se puede inferir que n _s = 0,963 ± 0,012, lo que implica que se diferencia de una a nivel de dos desviaciones estándar (2σ). Esto se considera una importante confirmación de la teoría de la inflación.

Se han propuesto un número de teorías de la inflación que hacen radicalmente diferentes predicciones, pero generalmente tienen mucho más ajuste fino de lo necesario. Como un modelo físico, sin embargo, la inflación es más valioso en el que predice enérgicamente las condiciones iniciales del universo basado en sólo dos parámetros ajustables: el índice espectral (que sólo se puede cambiar en un pequeño rango) y la amplitud de las perturbaciones. Excepto en modelos artificiales, esto es cierto independientemente de cómo se dio cuenta de la inflación en la física de partículas.

En ocasiones, se observan efectos que parecen contradecir los modelos más simples de la inflación. Los datos de WMAP de primer año sugiere que el espectro podría no ser de escala-invariante casi, pero en su lugar podría tener una ligera curvatura. Sin embargo, los datos del tercer año revelaron que el efecto fue una anomalía estadística. Otro efecto se ha observado en desde el primer satélite cósmica de fondo de microondas, la Cosmic Background Explorer: la amplitud de la momento cuadrupolar del fondo cósmico de microondas es inesperadamente baja y los otros multipolos bajas parecen estar preferentemente alineado con el plano de la eclíptica. Algunos han afirmado que se trata de una firma de no Gaussianidad y por tanto contradice los modelos más simples de la inflación. Otros han sugerido que el efecto puede ser debido a otra nueva física, la contaminación en primer plano, o incluso el sesgo de publicación.

Un programa experimental está en marcha para impulsar la inflación de prueba con mediciones más precisas del fondo cósmico de microondas. En particular, las mediciones de alta precisión de los llamados "modos B" de la polarización de la radiación de fondo serán evidencia de la radiación gravitatoria producida por la inflación, y también mostrará si la escala de energía de la inflación predicha por los modelos más simples (10 ¹⁵ -10 ¹⁶ GeV) es correcta. Se espera que para ser realizado por el Estas mediciones Nave espacial Planck, aunque no está claro si la señal será visible, o si la contaminación de fuentes de primer plano interferirá con estas mediciones. Otras mediciones próximas, tales como las de 21 centímetro de radiación (radiación emitida y absorbida del hidrógeno neutro antes de la primeras estrellas encendidos), puede medir el espectro de potencia con una resolución aún mayor que las encuestas del fondo de microondas cósmicas y galaxias, aunque no se sabe si serán posibles estas medidas o si la interferencia con las fuentes de radio en la tierra y en la galaxia será demasiado genial.

La energía oscura es muy similar a la inflación, y se cree que está causando la expansión del universo actual de acelerar. Sin embargo, la escala de energía de la energía oscura es mucho más bajo, 10 ^-12 GeV, aproximadamente 27 órdenes de magnitud menor que la escala de la inflación.

Estatus teórico

En la propuesta temprana de Guth, se pensó que la inflatón fue el Higgs campo, el campo lo que explica la masa de las partículas elementales. Ahora se cree que la inflatón no puede ser el campo de Higgs, aunque el reciente descubrimiento del bosón de Higgs se ha incrementado el número de obras que consideran el campo de Higgs como inflatón. Otros modelos de inflación se basó en las propiedades de las grandes teorías unificadas. Dado que los modelos más simples de gran unificación han fracasado, ahora es considerado por muchos físicos que la inflación se incluirá en un teoría supersimétrica como la teoría de cuerdas o una gran teoría unificada supersimétrica. En la actualidad, mientras que la inflación se entiende principalmente por sus predicciones detalladas de la condiciones iniciales para los inicios del universo caliente, la física de partículas es en gran medida modelado ad hoc.Como tal, a pesar de las predicciones de la inflación han sido consistentes con los resultados de las pruebas de observación, hay muchas preguntas abiertas sobre la teoría.

Problema de puesta a punto

Uno de los más graves retos para la inflación surge de la necesidad de una puesta a punto en las teorías inflacionarias. En la nueva inflación, las condiciones lento-roll deben cumplirse para que se produzca la inflación. Las condiciones lento-roll dicen que el inflatón potencial debe ser plana (en comparación con la gran energía de vacío) y que las partículas inflatón debe tener una pequeña masa. Para que la nueva teoría de la inflación de Linde, Albrecht y Steinhardt para tener éxito, por lo tanto, parecía que el universo debe tener un campo escalar con un especial planas condiciones iniciales potenciales y especiales.

Andrei Linde

Andrei Linde propuso una teoría conocida como la inflación caótica en la que sugirió que las condiciones para la inflación son realmente satisfechos bastante genérica y la inflación se producirán en prácticamente cualquier universo que comienza en un estado de alta energía caótica y tiene un campo escalar con energía potencial ilimitado. Sin embargo, en su modelo el campo de inflación lleva necesariamente valores más grande que una unidad de Planck: por esta razón, estos son a menudo llamados de campo grandes modelos y los nuevos modelos de inflación que compiten se llaman de campo pequeños modelos. En esta situación, las predicciones de la teoría se cree campo efectivo no válida, como renormalización debe causar grandes correcciones que podrían prevenir la inflación. Este problema aún no ha sido resuelto y algunos cosmólogos sostienen que los pequeños modelos de campo, en el que la inflación puede ocurrir en una escala de energía mucho menor, son mejores modelos de la inflación. Mientras que la inflación depende de la teoría cuántica de campo (y la aproximación semiclásico a la gravedad cuántica) de una manera importante, no ha sido completamente reconciliado con estas teorías.

Robert Brandenberger ha comentado ajuste fino en otra situación. La amplitud de las inhomogeneidades primordiales producidos en la inflación está directamente vinculada a la escala de energía de la inflación. Hay sugerencias fuertes que esta escala es 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 valor pequeño podría ser visto como otra forma de puesta a punto (llamado problema de la jerarquía): la densidad energética propuesta por el potencial escalar se ha reducido en 10 ^-12 en comparación con la densidad de Planck. Esto no es generalmente considerado como un problema crítico, sin embargo, debido a la magnitud de la inflación corresponde naturalmente a la escala de la unificación de calibre.

La inflación eterna

En muchos modelos de inflación, la fase inflacionaria de expansión del universo dura para siempre, al menos en algunas regiones del universo. Esto ocurre porque las regiones de inflado se expanden muy rápidamente, reproduciéndose. A menos que la tasa de decaimiento de la fase no inflar es suficientemente rápido, nuevas regiones de inflado se producen más rápidamente que las regiones no inflar. En tales modelos de la mayor parte del volumen del universo en cualquier momento dado está inflando. Todos los modelos de la inflación eterna producen un multiverso infinito, por lo general un fractal.

Aunque la nueva inflación está clásicamente rodando por el potencial, las fluctuaciones cuánticas veces pueden traer de vuelta a los 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 más bajo, y tienden a dominar en términos de volumen físico. Este estado de equilibrio, que primero desarrollado por Vilenkin, se llama "inflación eterna". Se ha demostrado que cualquier teoría de inflación con un potencial ilimitado es eterno. Es una conclusión popular entre los físicos que este estado de equilibrio no puede seguir para siempre en el pasado. El espacio-tiempo inflacionario, que es similar al des espacio de Sitter, es incompleta sin una región de contratación. Sin embargo, a diferencia del espacio de Sitter, las fluctuaciones en un espacio inflacionario contraer colapsarán para formar una singularidad espaciotemporal, un punto donde la densidad se vuelven infinitas. Por lo tanto, es necesario disponer de una teoría para las condiciones iniciales del universo. Linde, sin embargo, cree que la inflación puede ser pasado eterno.

Condiciones iniciales

Algunos físicos han tratado de evitar el problema de las condiciones iniciales proponiendo modelos de un universo eternamente inflar sin origen. Estos modelos proponen que, si bien el universo, en las escalas más grandes, se expande de manera exponencial fue, es y siempre lo será, espacialmente infinito y ha existido y existirá siempre.

Otras propuestas intentan describir la creación ex nihilo del universo basado en la cosmología cuántica y la siguiente la inflación. Vilenkin extendió un tal escenario. Hartle y Hawking ofrecieron la propuesta sin límite para la creación inicial del universo en el que la inflación se produce de forma natural.

Alan Guth ha descrito el universo inflacionario como el "almuerzo última libre": nuevos universos, similar a la nuestra, se producen continuamente en un vasto fondo de inflado. Interacciones gravitacionales, en este caso, eludir (pero no violan) la primera ley de la termodinámica ( conservación de la energía) y la segunda ley de la termodinámica ( entropía y la flecha del problema de tiempo). Sin embargo, aunque hay consenso en que esto resuelve el problema inicial condiciones, algunos han disputado este, ya que es mucho más probable que el universo surgió por una fluctuación cuántica. Donald Página fue un abierto crítico de la inflación a causa de esta anomalía. Hizo hincapié en que la termodinámica flecha del tiempo requiere bajas entropía condiciones iniciales, lo que sería muy poco probable. Según ellos, en lugar de la solución de este problema, la teoría de la inflación agrava aún más - el recalentamiento en el extremo de la inflación aumenta la era de la entropía, por lo que es necesario que el estado inicial del Universo a ser aún más ordenado que en otras teorías del Big Bang sin fase de inflado.

Hawking y Página tarde encontraron resultados ambiguos cuando intentaron calcular la probabilidad de que la inflación en el estado inicial Hartle-Hawking. Otros autores han argumentado que, dado que la inflación es eterna, la probabilidad no importa, siempre y cuando no es exactamente cero: una vez que comienza, la inflación se perpetúa y rápidamente domina el universo. Sin embargo, Albrecht y Lorenzo Sorbo han argumentado que la probabilidad de un cosmos inflacionarias, en consonancia con las observaciones actuales, emergentes por una fluctuación aleatoria de un estado pre-existente, en comparación con un cosmos no inflacionarios favorece abrumadoramente el escenario inflacionario, simplemente porque el " semillas cantidad "de la energía no gravitatoria requerida para el cosmos inflacionarias es mucho menos que cualquier requerido para una alternativa no inflacionario, que supera cualquier consideración entrópicos.

Otro de los problemas que en ocasiones se ha mencionado es los efectos de problemas trans-Planck o trans-Planck. Desde la escala de energía de la inflación y la escala de Planck están relativamente cerca, algunas de las fluctuaciones cuánticas que han hecho de la estructura de nuestro universo eran más pequeñas que la longitud de Planck antes de la inflación. Por lo tanto, debe haber correcciones de la física de Planck-escala, en particular, la teoría cuántica de la gravedad desconocida. Ha habido un cierto desacuerdo sobre la magnitud de este efecto: sobre si es justo en el umbral de detectabilidad o completamente indetectable.

La inflación híbrido

Otro tipo de inflación, llamado inflación híbrido , es una extensión de nuevo la inflación. Introduce campos escalares adicionales, de modo que mientras uno de los campos escalares es responsable de la inflación rollo lento normales, otro dispara el final de la inflación: cuando la inflación ha continuado durante suficientemente largo, se vuelve favorable para el segundo campo de la corrupción en un mucho menor estado de energía.

En la inflación híbrido, uno de los campos escalares es responsable de la mayor parte de la densidad de energía (determinando así la tasa de expansión), mientras que el otro es responsable de la rotación lenta (determinando así el período de la inflación y su terminación). Por lo tanto las fluctuaciones en la antigua inflatón no afectarían a 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 eterno. Cuando el segundo (lenta-balanceo) inflatón alcanza la parte inferior de su potencial, cambia la ubicación del mínimo del potencial de la primera inflatón, lo que conduce a un rodillo rápido de la inflatón abajo su potencial, dando lugar a la terminación de la inflación.

La inflación y la cadena de la cosmología

El descubrimiento de compactificaciones flujo han abierto el camino para la conciliación de la inflación y la teoría de cuerdas. Una nueva teoría, llamada inflación brana sugiere que surge la inflación a partir del movimiento de las D-branas en la geometría compactificada, por lo general hacia una pila de anti-D-branas. Esta teoría, que se rige por la acción de Dirac-Born-Infeld , es muy diferente de la inflación ordinaria. La dinámica no se entienden completamente. Parece que las condiciones especiales son necesarias ya que la inflación se produce en un túnel entre dos vacua en el paisaje cadena. El proceso de construcción de túneles entre dos vacua es una forma de edad inflación, pero la nueva inflación entonces debe ocurrir por algún otro mecanismo.

La inflación y la gravedad cuántica de bucles

La teoría de cuerdas requiere que, además de las tres dimensiones espaciales que observamos, existen dimensiones adicionales que se acurrucó o compactificada (véase también la teoría de Kaluza-Klein). Dimensiones adicionales aparecen como un componente frecuente de modelos de supergravedad y otros enfoques para la gravedad cuántica. Esto plantea la pregunta de por qué cuatro dimensiones espacio-temporales se convirtieron en grandes y el resto se convirtieron unobservably pequeña. Un intento de abordar esta cuestión, denominada cosmología gas cadena , fue propuesto por Robert Brandenberger y Cumrun Vafa. Este modelo se centra en la dinámica de los inicios del universo considerado como un gas caliente de cadenas. Brandenberger y Vafa muestran que una dimensión del espacio-tiempo sólo se puede ampliar si las cadenas que serpentean alrededor de ella pueden aniquilar eficazmente entre sí. Cada cadena es un objeto unidimensional, y el mayor número de dimensiones en la que dos cadenas se cruzan genéricamente (y, presumiblemente, se aniquilan) es de tres. Por lo tanto, se argumenta que el número más probable de (grandes) dimensiones espaciales no compactos es de tres. El trabajo actual en este modelo se centra en si se puede tener éxito en la estabilización del tamaño de las dimensiones compactificada y producir el espectro correcto de perturbaciones de densidad primordiales. Para una revisión reciente, véase Los autores admite que su modelo "no resuelve los problemas de la entropía y la planitud de la cosmología estándar ..... y podemos ofrecer ninguna explicación de por qué el universo actual está tan cerca de ser espacialmente plano."

La ecpirótico y modelos cíclicos también se consideran complementos a la inflación. Estos modelos resuelven el problema del horizonte a través de la ampliación de una época bien antes del Big Bang, y luego generar el espectro requerido de perturbaciones de densidad primordiales durante una fase de contracción que lleva a un Big Crunch. El universo pasa a través del Big Crunch y emerge en un caliente Big Bang fase. En este sentido, son una reminiscencia del universo oscilatorio propuesto por Richard Chace Tolman: sin embargo, en el modelo de Tolman la edad total del universo es necesariamente finito, mientras que en estos modelos esto no es necesariamente así. Si el espectro correcto de las fluctuaciones de densidad se puede producir, y si el universo puede navegar con éxito la transición Big Bang / Big Crunch, sigue siendo un tema de controversia y la investigación actual. Modelos ecpirótico evitan el problema monopolo magnético, siempre y cuando la temperatura en la transición Big Crunch / Big Bang queda por debajo de la escala de Grand Unified, ya que es la temperatura requerida para producir los monopolos magnéticos en el primer lugar. Tal como están las cosas, no hay evidencia de ningún 'desaceleración' de la expansión, pero esto no es sorprendente, ya que se espera que cada ciclo para durar del orden de un billón de años.

Otro complemento, lavelocidad variable del modelo de la luz también se ha teorizado porJean-Pierre Petit en 1988,John Moffat en 1992 y Andreas Albrecht y João Magueijo en 1999, en lugar de la expansión superlumínico la velocidad de la luz era de 60 órdenes de magnitud más rápido que su valor actual la solución de los problemas de horizonte y homogeneidad en el universo temprano.

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 promesas incumplidas y falta de apoyo empírico serio. En 1999, John Earman y Jesús Mosterín publicaron una revisión crítica a fondo de la cosmología inflacionaria, concluyendo que "no creemos que hay, hasta ahora, buenas razones para admitir cualquiera de los modelos de la inflación en el núcleo estándar de la cosmología". Desde 1999 los resultados de la misión WMAP en 2006 hicieron el caso empírico para la inflación cósmica muy convincente.

Con el fin de trabajar, y como ha señalado Roger Penrose desde 1986 en adelante, la inflación requiere condiciones iniciales muy específicos de su cuenta, por lo que el problema (o pseudoproblema) de las condiciones iniciales no se resuelve: "Hay algo fundamentalmente erróneo acerca de tratar de explicar la uniformidad de los inicios del universo como el resultado de un proceso termalización. [...] En efecto, si el termalización está haciendo realmente nada [...] entonces representa un claro aumento de la entropía. Por lo tanto, el universo habría sido aún más especial antes de la termalización que después de "El problema de la específica o" afinarse "no se habrían resuelto las condiciones iniciales.; habría empeorado.

Una crítica recurrente de la inflación es que el campo de la inflación invocado no se corresponde con cualquier campo físico conocido, y que su curva de energía potencial parece ser un artificio ad hoc para dar cabida a casi cualquier dato que pudimos conseguir. Paul J. Steinhardt, uno de los padres de la cosmología inflacionaria fundador, se ha convertido recientemente en uno de sus críticos más agudos. Él lo llama "mala inflación" un periodo de expansión acelerada cuyos conflictos resultado con observaciones, y 'buena inflación "uno compatible con ellos:" No sólo es mala la inflación más probable que bien la inflación, pero hay inflación es más probable que sea. ... Roger Penrose considera todas las posibles configuraciones del inflatón y campos gravitatorios. Algunas de estas configuraciones conducen a la inflación ... Otras configuraciones conducen a un uniforme, universo plano la inflación directamente -sin. La obtención de un universo plano general es poco probable. Impactante conclusión de Penrose, sin embargo, fue que la obtención de un universo plano sin inflación es mucho más probable que con la inflación -por un factor de 10 para el googol (10 al 100) el poder! "