TEORÍA INFLACIONARIA

5/17/2018 TEORÍA INFLACIONARIA - slidepdf.com

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TEORÍA INFLACIONARIA

Merece ser reconocida como la tercera revolución intelectual importante que tuvolugar en el ámbito de la Cosmología: en primer lugar, Galileo y Newton, quienesdemostraron que la física terrestre y la celeste son la misma cosa; siguió Einstein, cuya

teoría de la relatividad general describía el Universo en expansión; y finalmente,la inflación, que relaciona la astrofísica (la ciencia de lo increíblemente grande) y la físicacuántica (la ciencia de lo increíblemente pequeño), ciencias que en apariencia no guardanrelación.

La inflación es un concepto extremadamente poderoso, y explica las 3 cuestionesprincipales de la cosmología:

1a. La paradoja de un Universo temprano increíblemente uniforme, según lo revela lasuavidad de la radiación cósmica de fondo, y la evidente desigualdad del Universoactual. 2a. Explica la ausencia de monopolos magnéticos y demás posibles reliquias delUniverso primitivo, la ausencia de rotación del Universo, el carácter plano del

espacio, su homogeneidad y hasta por qué la constante cosmológica de Einstein noera completamente errónea. 3a. Explica el motivo por el cual el Universo está expandiéndose. Además, elUniverso es muchísimo más grande de lo que nunca nadie había supuesto.

Vamos a dar respuestas a estas: A los 10-35 segundos tras el instante de la creación la totalidad de la masa y la

radiación potenciales de nuestra parte del Universo estuvo sumida en una "sopa" primigeniade energía, parcelada dentro de una diminuta región del tamaño de una billonésima (10-12)de protón (alrededor de 10-25 cm). Todo estaba conectado con, y era equivalente, a todo lodemás (la homogeneidad primigenia). Entonces experimentó este una erupción de espacioincomprensiblemente rápida, de modo que a los 10-32 segundos se había expandido, almenos, 10 metros. Cuando la inflación terminó, esa región procedió a expandirse al ritmomucho más pausado característico del Big Bang, hasta adquirir su tamaño actual, mayor deun billón de años-luz (esta expansión continua tras 15000 millones de años, siendo 100veces más lenta que la ocurrida durante el instante de la inflación). La homogeneidadexistente en tan diminuta región, se extendió, pues, a través de una región mucho mayor delo que actualmente podemos ver. Esto hace que la inflación no necesite condicionesiniciales, ni el contacto entre regiones dispares del Universo, sencillamente la inevitablehomogeneidad inicial de la materia se convirtió en la condición universal a través de uncrecimiento breve, pero explosivo.

La expansión ultrarápida prevista para el período inflacionario diluye el númerode monopolos hasta el punto de que apenas podríamos encontrar uno en la región de 15000años-luz de nuestro Universo observable.

La ausencia de rotación del Universo resulta menos enigmática en un Universoinflacionario. Incluso en el caso de que rotara en sus primeras etapas, la enormementegrande y rápida expansión que tuvo lugar durante la etapa inflacionaria, disminuiría elritmo de rotación a unos niveles despreciables: como ocurre con una patinadora artísticaque da vuelta sobre sí misma, al extender los brazos gira más lentamente (se trata de unefecto inercial, la conservación del momento angular). Al expandirse el Universo, su ritmode rotación disminuye, no rotaría de modo notable.

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La predicción más sorprendente de la teoría de la inflación es, sin duda, el carácter

plano del Universo. Esto corresponde a una predicción según la cual Omega, la relaciónentre la densidad crítica del Universo y su densidad actual, debe ser igual a 1. La tasa deaceleración de la expansión durante el período inflacionario exagera en gran medida los

rasgos existentes del Universo. Como resultado de ello, toda desviación (por pequeña quesea) de Omega a cualquier lado de 1 en el primer instante del Universo, llevaría a uncolapso o una expansión rápidos y al Gran Frío. Sólo con un Omega exactamente igual a 1,el Universo podría sobrevivir y evolucionar hasta su estado actual. Actualmente, lasmedidas astronómicas indican valores de Omega entre 0,3 a 2, e incluso algunas se acercanal valor de 1. Si las estimaciones hubieran sido distantes en un orden de magnitud o dos,entonces esta teoría hubiese desempeñado un papel muy pobre en esta prueba y quizá seconsideraría que ha fracasado. Estamos, por tanto, en condiciones de decir que el vaticiniode un Omega igual a 1 tiene muchas posibilidades de ser defendido. Ligada a estapredicción se encuentra, por supuesto, la adicional de que gran parte de la materia delUniverso debe ser la enigmática materia oscura. La materia visible en las galaxias

representa menos del 1% de la masa crítica, así, si esta última toma el valor de 1, la mayorparte de la materia ha de ser oscura. Para que la inflación siga siendo un modelo viable, losastrofísicos tienen que encontrar la materia oscura o pruebas muy sólidas de su existencia.

El concepto de inflación parece sumamente valioso para resolver toda una gama deproblemas cosmológicos. Pero si no hubiese habido algún mecanismo que hiciera funcionarel concepto, no habría llamado tanto la atención. El hallazgo del mecanismo se produjomediante la unión de ideas de ámbitos diversos: el desarrollo gradual que hace que uncódigo de ADN se transforme en un individuo maduro es un desdoblamiento, un procesocada vez más complejo en el que la información contenida en el ADN es trasladada ypuesta de manifiesto a lo largo de muchas etapas de la vida; lo mismo ocurre con elUniverso, en la actualidad lo percibimos como un ente sumamente complejo, formandonosotros parte de dicha complejidad.

Para intentar explicar el origen y la evolución del Universo hemos de basarnos enlas siguientes observaciones:

1) La oscuridad del cielo nocturno. 2) La composición de los elementos, con una gran preponderancia deHidrógeno y Helio sobre los elementos más pesados. 3) La expansión del Universo. 4) La existencia de la radiación cósmica de fondo, el resplandor de la ardientecreación. 5) El hallazgo de las arrugas que estuvieron presentes en la estructura delUniverso 300000 años después del Big Bang, proporcionó el instrumento paraentender como estructuras de todas las magnitudes, desde galaxias hastasupercúmulos, pudieron formarse durante la evolución del Universo a lo largode 15000 millones de años.

La evolución del Universo es el cambio en la distribución de la materia a través deltiempo, el paso de una homogeneidad virtual a comienzos del Universo al aspecto"grumoso" que actualmente posee éste, en el que la materia aparece condensada en formade galaxias, cúmulos, supercúmulos y estructuras mayores. La materia, pues, sufre unaserie de fases de transición desde el primer instante del Bin Bang, pasando esta de un



estado a otro a través de una temperatura (o energía) decreciente. Veamos las distintasetapas en la evolución del Universo:

1a etapa. Transcurridos 10-42 segundos después del Big Bang (el menor espacio de tiempo

que podemos utilizar de forma razonada) todo el Universo que observamos actualmentetenía un tamaño menor al del protón (una fracción de este). El espacio y el tiempo nohacia más que empezar: la expansión del Universo creaba espacio-tiempo a medida que seproducía. En este instante la temperatura era de 1032 grados, y las fuerzaselectromagnética, nucleares fuerte y débil, se hallaban fusionadas en una sola (época de laGran Unificación). Materia y energía eran lo mismo y las partículas aún no existían.

2da etapa. La INFLACIÓN expandió el Universo (aceleradamente) 1030 veces su tamaño

anterior, descendiendo la temperatura hasta los 1027 grados. La fuerza nuclear fuerte seseparó y la materia experimentó su primera transición de fase, existiendo ahora

como quarks, electrones y otras partículas fundamentales. 3a etapa. La siguiente transición de fase (de la materia) ocurrió a los 10-10 segundos.

Descendió la temperatura hasta 1015 grados, separándose las fuerzas electromagnéticas yla débil. La densidad energética se reduce de modo que ya no es posible la creación departículas WZ; las existentes se alejan hasta perderse en el Universo.Los quarks permanecen juntos y se forman los primeros protones y neutrones estables (así como antiprotones y antineutrones). Comenzó entonces la aniquilación de partículas demateria y antimateria, hasta que quedó un leve residuo de materia.

4a etapa. A 1 segundo la temperatura decae hasta los 1010 grados: electrones y positrones se

aniquilan, quedando un exceso de electrones.

5a etapa. A los 3 minutos la temperatura es de 109 grados: los protones y neutrones pueden

permanecer juntos creando núcleos, ya que su energía es mayor que su energía media (elUniverso actúa como un enorme reactor termonuclear). Se crean los primeros núcleos dedeuterio, helio y litio. La parte masiva que constituye el Universo está casi a punto (trescuartas partes de hidrógeno y una de helio). Esta sopa de materia y radiación, queinicialmente tenía la densidad del agua, continuó expandiéndose y enfriándose duranteotros 300000 años, pero era demasiado energética para que los electrones se adhirieran alos núcleos de hidrógeno y helio para formar átomos: los fotones energéticos convivíancon las partículas que formaban la sopa en un frenesí de interacciones, provocando estasque la distancia recorrida por los fotones fuese muy corta (el Universo era esencialmenteopaco).

6a etapa. A los 300000 años la temperatura cayó hasta unos 30000, ocurriendo una transición

de fase crucial: los fotones ya no eran lo bastante energéticos para desalojar a los



electrones de los núcleos de hidrógeno y helio, de modo que se formaron los átomos deestos dos elementos, permaneciendo juntos.

Los fotones dejaron de interaccionar con los electrones y pudieron escapar y viajargrandes distancias, haciéndose transparente el Universo; la radiación (los fotones) se

dispersó en todas direcciones, corriendo a través del tiempo en forma de radiacióncósmica de fondo, tal como se detecta actualmente. La radiación liberada en ese instantenos proporciona la imagen instantánea de como estaba distribuida la materia en elUniverso cuando éste tenía 300000 años de edad: si toda la materia se hubiese distribuidode manera uniforme, la estructura del espacio habría sido plana y las interacciones entrelos fotones y las partículas, homogénea, dando como resultado una radiación cósmica defondo completamente uniforme.

ARRUGAS CÓSMICAS

En la cosmología se acaba de producir una revolución como consecuencia delconocimiento de los siguientes hechos: en tanto que la Tierra y el sistema solar se muevenhacia Leo a unos 350 km/s, más de 10 veces la velocidad de nuestro planeta al giraralrededor del Sol, la Vía Láctea lo hace a unos 600 km/s. Este movimiento extraordinariode nuestra galaxia requiere la existencia de cuerpos masivos hasta ahora no detectados en elUniverso, lo cual significa que en éste la materia no está distribuida tan homogéneamentecomo se pensaba. La existencia de estas enormes estructuras significa que las semillascósmicas de las que proceden deben de haber estado presentes en el Universo primitivo,pues, de otro modo no podrían haberse desarrollado tanto como lo han hecho.

Esto derriba la vieja teoría que dice que las galaxias están distribuidas de modo

uniforme por todo el Universo: algunas regiones del cosmos están virtualmentedesprovistas de galaxias y existen vastas extensiones sin nada; en otras, miles de millonesde galaxias forman inmensos supercúmulos galácticos que ejercen una enorme influenciagravitacional sobre otras galaxias distantes cientos de millones de años luz. Nuestra propiaVía Láctea está siendo arrastrada a 600 Km/s hacia un gran supercúmulo que aún no hasido detectado.

Esta nueva visión del Universo, descomunales concentraciones galácticas alternadascon vacíos inimaginables, hace que sea más urgente comprender los mecanismos queformaron las estructuras cósmicas después del Big Bang. Las conglomeraciones masivas degalaxias deben de haber crecido a partir de semillas cósmicas presentes en los primerosinstantes del Universo. Estas semillas deben evidenciarse como fluctuaciones en laradiación cósmica de fondo, fluctuaciones que representan regiones primordiales dedensidad ligeramente más elevada. Estas arrugas en el espacio-tiempo habríandesencadenado la condensación local de materia bajo la influencia de la gravedad,produciendo embriones de galaxias y supercúmulos.

Estas regiones del Universo, con una alta concentración de materia, ejercieron unaatracción gravitacional mayor, curvando el espacio positivamente. Las áreas menos densas



poseían menos atracción gravitacional, dando una menor curvatura del espacio. Lasdistorsiones del espacio quedaron marcadas tras la separación de la materia y la radiaciónen ese momento, después de 300000 años, en el flujo de fotones cósmicos liberadosrepentinamente: estas son las arrugas que aparecen en los mapas cósmicos (la radiaciónproveniente de las áreas más densas es más fría que el fondo promedio; cuanto menos

densa, más caliente).

En el Universo hay dos clases de materia, la materia oscura y la visible, poseyendodistintas funciones en la formación gravitacional de estructuras:

1. La materia oscura, afectada por la gravedad y no por la radiación, pudo habercomenzado a formar estructuras mucho antes que la materia visible, que es golpeadapor el flujo energético de fotones; moldeada por los contornos del espacio que en elUniverso preinflacionario se originaron como fluctuaciones cuánticas, la materiaoscura pudo haber comenzado a agregarse, bajo la influencia de la gravedad, a los

10000 años después del Big Bang

2. A los 300000 años la separación de la materia y la radiación liberó una materiaordinaria visible que sería atraída por las estructuras formadas por la materia oscura.A medida que la materia visible se agregaba, las estrellas y las galaxias iban tomandoforma.

La existencia de arrugas en el tiempo, tal como las vemos, prueba que la teoríadel Big Bang, incorporado el efecto de la gravedad, no sólo puede explicar la formacióntemprana de galaxias, sino el modo como se juntaron a lo largo de 15000 millones de añoshasta dar las estructuras masivas que conocemos en el Universo Actual. Este fue un triunfo

de la teoría y de la observación.

MATERIA OSCURA

La materia visible en las galaxias representa menos del 1% de la masa crítica, esdecir, la mayor parte de la materia es oscura.

¿Qué es esta materia oscura?

La materia con la que más familiarizados estamos se compone de protones yneutrones, que colectivamente se conocen como bariones, que forman parte del núcleo del

átomo, y de los electrones, que giran alrededor del núcleo (o envuelven al núcleo). ¿ Es la materia oscura de naturaleza bariónica, pero sin brillo y, por lo tanto, oscura

?

De acuerdo con los cálculos de Dave Schram y sus colaboradores de la Universidadde Chicago, la materia bariónica generada durante los procesosde nucleosíntesis del Big Bang y sucesos subsiguientes, no constituyen más que el 10% de



la materia del Universo. Por lo tanto, el 90% de la materia del Universo es invisible ydesconocida. Veamos los distintos candidatos que han sido sugeridos por los astrofísicos:

1) MACHO (masive compact halo objects, objetos de halo masivo compacto).Forman la materia oscura bariónica: además de enanas marrones y objetos similares aplanetas, incluye agujeros negros y estrellas extinguidas (enanas blancas, estrellas de

neutrones,...). Si la mayor parte de la materia oscura bariónica está compuesta por alguna forma de

MACHO, entonces se halla altamente concentrada y no la detectaremos directamente,sino por el modo en que afecta a otros objetos visibles. En nuestra galaxia hay miles, odecenas de miles de tales cuerpos, y cada uno de ellos tiene el potencial suficiente paraprovocar un incremento transitorio en el brillo de una estrella. No hemos de olvidar que la contribución de este tipo de materia al total de la materiaoscura es escasa.

2)MATERIA NO BARIÓNICA

. Aquí hemos de hacer la siguiente distinción:

a) Materia no bariónica caliente. Se mueven a gran velocidad (de ahí elnombre).

Uno de los candidatos es el neutrino, del que existen tres tipos: el neutrino electrón,el neutrino muón y el neutrino tau. Estos se encuentran en todas partes, miles demillones nos atraviesa nuestro cuerpo en este instante. Se creía que estas partículas notienen masa, al igual que los fotones, sin embargo, algunos experimentos indicaban quelos neutrinos electrones tienen una ligera masa de 30 electrón-voltios (un 0,0000001%la masa de un átomo de hidrógeno. Sí esto fuera así, la masa total de neutrinos delcosmos podría explicar la presunta cantidad de materia oscura no bariónica, e incluso

podría bastar para cerrar el Universo (desencadenar un colapso final). Posterioresexperimentos y las observaciones de neutrinos de la supernova 1987 A han demostradoque la masa del neutrino electrón es significativamente inferior a 30 eV.

No obstante, algunos teóricos de partículas especulan que el neutrino tau puedetener una masa igualmente grande.

En general se duda de la existencia de materia oscura caliente, debido a su altavelocidad: las galaxias se formaron en épocas relativamente tempranas, quizá tantocomo 500 millones de años después del Big Bang; el proceso de condensación de lamateria primordial debe de haber empezado poco después de que la materia y laradiación se separasen, es decir, entre 10000 y 100000 años después del Big Bang. Esta

condensación no sería posible en presencia de partículas moviéndose a velocidadescercanas a la luz (la materia oscura caliente), pues en sus movimientos recorreríanenormes distancias y destruirían inmediatamente las estructuras formadas. Lasestructuras más pequeñas que se podrían formar en estas condiciones tendrían untamaño de unos 10 millones de años-luz, escala de los supercúmulos galácticos, no degalaxias individuales. Se formarían, pues, los primeros, y las galaxias lo haríandespués, más tarde de lo que sabemos.



Por ello, hemos de eliminar la materia oscura caliente como candidata a materiaoscura no bariónica, a menos que se encuentre estructuras del tamaño de galaxiascapaces de interaccionar con ella. Estas podrían obtenerse de la siguiente manera: lasimetría inicial, tras el Big Bang, del cosmos se fié rompiendo a medida que elUniverso se enfría y expande, provocando que las diferentes regiones se alinearan de

forma imperfecta; los defectos formados en el espacio conservaron elestado supermasivo ysupercaliente del Big Bang, manifestándose de modos diversos:

Monopolos magnéticos, defectos de dimensión cero (puntos), sin altura,anchura ni profundidad.

Cuerdas cósmicas, objetos unidimensionales, con longitud, pero sin anchurani altura.

Muros de Dominio, bidimensionales, como inmensas láminas extendidas através del espacio.

Texturas, tridimensionales.

Los científicos nunca han quedado satisfechos de la existencia de estas estructuras,ni, en general (como se ha dicho anteriormente) de la materia oscura caliente. Por ello,se pensó en otro tipo de materia oscura.

b) Materia no bariónica fría. Avanza por el cosmos a una pequeña fracción de la velocidad de la luz. Debido a

ello, y a débil interacción con la luz, tal vez estas partículas hayan empezado aacumularse bajo la influencia de las ondulaciones primordiales, formando rápidamentesemillas del tamaño de galaxias. Luego, dentro de los 1000 millones de años quesiguieron al Big Bang se formaron galaxias. Más tarde se formarían los cúmulos y

supercúmulos galácticos. La simulación por ordenador demostró que los modelos basados en materia oscurafría produce una estructura a gran escala del Universo más fiable que los basados enmateria caliente.

El problema que se nos plantea ahora es buscar posibles candidatos de materiaoscura fría. Los cosmólogos aparecen con una familia de partículas hipotéticas: lasWIMP (partículas masivas de interacción débil); deben ser estables y tener una largavida, poseer la misma masa y sólo pueden interactuar débilmente con lamateria bariónica. Descienden de las grandes teorías unificadas y supersimétricas. Aligual que el concepto de antimateria dado a conocer por Dirac (década de 1920), la

teoría de lasupersimetría sostiene que para toda partícula ordinaria existe una partículaespecular simétrica. Por ejemplo, cada fermión (quarks, leptones,...) tiene sucontrapartida en la forma de un bosón (fotones, gluones): para cada fotón hay, enteoría, una partículasupersimétrica, el fotino; para cada quarks, un squarks; para cadaneutrino, un sneutrino,... Sin embargo, todavía no se ha detectado ninguna de estaspartículas.



Existen otros candidatos, no WIMP, a materia oscura fría, como un neutrino pesadoo una pequeña partícula llamada axión:

El neutrino pesado poseería el doble de masa que el protón, no siendo así unverdadero neutrino, y además, su existencia requeriría una revisión de la física departículas.

El axión tendría una masa menor que la mil millonésima parte de la del electrón, yprácticamente una vida infinita.

La teoría dice que estas partículas se formaron en grandes cantidades en la época enque los protones y neutrones se formaban del agregado de quarks, e incluso pudo ser laforma dominante de materia en ese tiempo.

Para finalizar, la lista de candidatos continua ampliándose: "pepitas de quark",pequeños agujeros negros,...

RESUMEN

En combinación con ciertos conceptos como el de inflación es posible encarar laCreación del Universo casi a partir de la nada. Sin embargo, para la Ciencia puede habertodo un abismo en el camino que va de la nada a casi nada.

Pero, ¿qué ocurriría si el Universo que vemos fuese el único posible, el producto deun estado singular inicial modulado por leyes singulares de la naturaleza? Por lo expuestoanteriormente, queda claro que la mínima variación en el valor de una serie de propiedadesfundamentales del Universo habría dado como resultado un "no Universo" o, cuandomenos, uno muy distinto al actual:

Si la fuerza nuclear fuerte hubiese sido algo más débil, el Universo sólo habría estadocompuesto por hidrógeno. Si hubiese sido un poco más fuerte, todo el hidrógeno se habríaconvertido en helio. Una pequeña variación en el exceso de protones en relación a los antiprotones podríahaber producido un Universo sin materia bariónica o una cantidad desastrosa de ella. Si un minuto después del Big Bang el ritmo de expansión del Universo hubiese sidomenor de una parte en cien mil billones, éste habría sufrido un colapso hace muchotiempo. Una expansión más rápida que una parte en un millón habría impedido laformación de estrellas y planetas.

El Universo no carece en absoluto de sentido, cuanto más sabemos, más advertimos

que todo armoniza, que hay una unidad subyacente al mar de materia, estrellas y galaxiasque nos rodean. Por otra parte, cuando estudiamos el Universo como una totalidad,percibimos que el "microcosmos" y el "macrocosmos" son, en definitiva, la misma cosa, esdecir, su unificación nos dice que la naturaleza no es la consecuencia azarosa de una seriede hechos sin significado, sino todo lo contrario.

El descubrimiento de las arrugas en la estructura del tiempo fortalece la teoría de lainflación, y da mayor realidad a la existencia de la materia oscura. Nuestra confianza en



el Big Bang se ve revitalizada: al cielo oscuro de la noche, a la composición de loselementos, a la evidencia de un Universo en expansión y al resplandor de la creación, sesuma ahora un medio por el cual pudieron formarse las estructuras del Universo actual.

La fuerza más potente del Universo es su creatividad, que a través del tiempo formóla materia y la estructura de estrellas, galaxias, y, finalmente, nosotros mismos. Las arrugas

cósmicas son el corazón de esa creatividad, que ha montado estructuras a partir de lahomogeneidad.

En la evolución del Universo hay un orden claro que va desde la simplicidad y lasimetría, a una estructura y una complejidad mayores: los componentes simples se unen aelementos básicos sofisticados que producen un entorno más rico y diverso; los accidentesy el azar son esenciales en el desarrollo de la riqueza general del cosmos. Aunque lossucesos individuales parezcan azarosos, en el desarrollo de los sistemas complejos hayuna inevitabilidad general.

BIBLIOGRAFÍA: Arrugas en el tiempo. George Smoot y Keay Davidson. Plaza&Janes.

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Teoría Cosmológica de la Inflación La teoría del Big Bang fue construida a partir de las contribuciones de Einstein y

el astrónomo holandés Willem de Sitter (1917), el físico y matemático belga

Georges Lemaitre (1948), el matemático ruso Alexander Friedmann (1922), y porel físico ruso George Gamow y sus dos colegas norteamericanos Robert Hermany Ralph Alpher de la universidad de George Washington. Refinamientosposteriores al modelo mostraron que éste es más preciso si se introduce un

mecanismo de "inflación" que genera un crecimiento acelerado del radio del

universo haciendo que crezca, en una fracción de segundo, de un valor de una

diez millonésima parte del radio de un protón al valor de cien millones de añosluz.

La hipótesis inflacionaria, propuesta originalmente en 1980 por Alan H. Guth delMIT y por Andrei D. Linde del Instituto Lebedev de Ciencias Físicas de Moscú,

ha sido desarrollada hasta el punto de ser aceptada como elemento esencial delBig Bang ya que resuelve sus más graves problemas.

Los Problemas del Big BangEl Big Bang tiene dos problemas serios:

El problema de la causalidad (o problema del horizonte): El valor

promedio de la temperatura de la radiación cósmica de fondo es el

mismo en todas las direcciones. ¿Por qué sucede esto? Según el Big Bang,

dos puntos de la esfera celeste separados por más de 2 grados jamás

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http://astroverada.com/_/Main/T_spacetime.html



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pudieron estar en contacto en el pasado (esto debido a que la velocidad

de la luz es finita). Para que el fondo de radiación entre en equilibrio a la

misma temperatura es necesario que todos sus puntos puedan tener

contacto térmico.

El problema de la planitud: Para entender los argumentos expuestos en

esta sección se recomienda ver primero la definición del parámetro de

densidad (Omega en el alfabeto griego). La densidad del universo que

observamos hoy es muy cercana a ladensidad crítica (es decir = 0.2 -

1.0). Las ecuaciones de la teoría de la Relatividad General indican que si el

parámetro comenzó con un valor de 1, entonces este valor se

mantiene constante a medida que el universo se expande. Pero si al

comienzo, es diferente de 1 con la expansión se aleja rápidamente

de su valor inicial y por lo tanto se esperaría que el valor de actual sea

muy diferente a 1. En resumen, debe ser exactamente 1 o muy lejos de

1. Esto se debe a que las ecuaciones para la evolución de omega dan una

solución de equilibrio inestable en torno al valor de 1. Entonces, ¿Cómo

es posible que hoy sea tan cercano a 1? La geometría del universo es

plana para = 1, de ahí el nombre “Planitud”). ¿Qué indican las

observaciones?

La Inflación resuelve los Problemas del Big Bang

A continuación se enumeran los fundamentos y las consecuencias del marcoteórico inflacionario desarrollado por Guth, Starobinsky y Linde:

El universo que observamos es apenas una fracción del universo entero.

Con la inflación el espacio se expande aceleradamente, la parte del

universo que podemos observar está limitada por la velocidad finita de

la luz. Estamos en el centro de una esfera (de radio = edad del universo *velocidad de la luz) más allá de la cual no podemos saber nada. Este

límite se llama el horizonte.

La inflación explica el origen del universo a partir de la nada (vacío). Si

consideramos la naturaleza cuántica de la materia y los campos el vacío

no es una entidad carente absolutamente de energía. El principio de

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http://astroverada.com/_/Main/T_quantum.html#qm





















incertidumbre de Heisemberg permite la aparición repentina de

pares partícula-antipartícula que rápidamente desaparecen. La existencia

de estos pares virtuales forma una presión negativa (esta posibilidad se

llama el efecto Casimir y ha sido verificada experimentalmente).

En la teoría de la Relatividad General no solamente la densidad de masa

es fuente de atracción gravitacional. La gravedad resulta de la suma de la

densidad de masa (energía) y la presión. Si esta suma es positiva la

gravedad es atractiva (como lo decía Newton), y si la suma es negativa la

gravedad es repulsiva.

En el modelo inflacionario el universo al comienzo del tiempo pasa por

una época en la que el vacío provee suficiente presión negativa para

provocar una expansión acelerada del espacio. Esta burbuja puede brotar

espontáneamente a partir del vacío por un proceso que en mecánica

cuántica se llama efecto “túnel”.

El problema del horizonte desaparece con la inflación ya que toda la

región del universo a la que tenemos acceso proviene de una región muy

pequeña antes de la inflación dentro de la cual todas sus partes estaban

en contacto causal.

El problema de la planitud también queda resuelto con la inflación. El

proceso de la expansión acelerada hace que la curvatura delespacio tienda siempre hacia una geometría plana ( = 1). Este proceso

es similar a lo que ocurre cuando inflamos un globo hasta alcanzar un

tamaño muy grande, por ejemplo si nos imaginamos que la Tierra es el

globo inflado podemos apreciar que a escalas humanas la curvatura de la

Tierra es imperceptible (la Tierra parece plana).

El modelo explica el espectro de perturbaciones primordiales en la

distribución de materia. Estas fluctuaciones crecen por acción de la

gravedad y dan origen a la formación de galaxias y estructura en eluniverso. En el modelo inflacionario las perturbaciones en la densidad

son producidas por fluctuaciones cuánticas del vacío. Las predicciones del

modelo indican que la amplitud de las fluctuaciones es la misma para

todas las escalas (por escala se entiende el tamaño de las regiones

afectadas por la fluctuación en densidad). Esta predicción es consistente

con las observaciones de anisotropias en la radiación cósmica de fondo.





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