22.09.2019
Inflación del universo. Inflación espacial
Además de la cuestión del origen del Universo, los cosmólogos modernos se enfrentan a otros problemas. Para que el estándar pueda predecir la distribución de la materia que observamos, su estado inicial debe caracterizarse por un grado muy alto de organización. Inmediatamente surge la pregunta: ¿cómo podría formarse semejante estructura?
El físico Alan Guth, del Instituto Tecnológico de Massachusetts, propuso su propia versión, que explica el surgimiento espontáneo de esta organización, eliminando la necesidad de introducir artificialmente parámetros precisos en las ecuaciones que describen el estado inicial del Universo. Su modelo se llamaba " universo inflacionario" Su esencia es que dentro del Universo sobrecalentado y en rápida expansión Área pequeña el espacio se enfría y comienza a expandirse con más fuerza, del mismo modo que el agua sobreenfriada se congela rápidamente y se expande a medida que lo hace. Esta fase de rápida expansión elimina algunos de los problemas inherentes a las teorías estándar del Big Bang.
Sin embargo, el modelo de Guth tampoco está exento de defectos. Para que las ecuaciones de Guth describieran correctamente el Universo inflacionario, tuvo que especificar los parámetros iniciales de sus ecuaciones con mucha precisión. Por tanto, se enfrentó al mismo problema que los creadores de otras teorías. Esperaba deshacerse de la necesidad de especificar los parámetros exactos de las condiciones del Big Bang, pero para ello tuvo que introducir su propia parametrización, que quedó sin explicación. Guth y su coautor P. Steingart admiten que en su modelo “los cálculos conducen a predicciones aceptables sólo si los parámetros iniciales dados de las ecuaciones varían dentro de un rango muy estrecho. La mayoría de los teóricos (incluidos nosotros mismos) consideramos improbables esas condiciones iniciales”. Los autores continúan hablando de sus esperanzas de que algún día se desarrollen nuevas teorías matemáticas que les permitan hacer su modelo más plausible.
Esta dependencia de aún no teorías abiertas- otro inconveniente del modelo de Guth. La teoría del campo unificado en la que se basa el modelo del universo inflacionario es enteramente hipotética y "poco susceptible de pruebas experimentales, ya que la mayoría de sus predicciones no pueden probarse cuantitativamente en condiciones de laboratorio". (La teoría del campo unificado es un intento bastante dudoso de los científicos de unir algunas de las fuerzas fundamentales del universo).
Otro defecto de la teoría de Guth es que no dice nada sobre el origen de la materia sobrecalentada y en expansión. Guth comprobó la compatibilidad de su teoría inflacionaria con tres hipótesis sobre el origen del Universo. Primero examinó la teoría estándar del Big Bang. En este caso, según Guth, el episodio inflacionario debió producirse en una de las primeras etapas de la evolución del Universo. Sin embargo, este modelo plantea un problema de singularidad intratable. La segunda hipótesis postula que el Universo surgió del caos. Algunas partes estaban calientes, otras frías, algunas se expandían y otras se contraían. En este caso, la inflación habría comenzado en una región del Universo sobrecalentada y en expansión. Es cierto que Guth admite que este modelo no puede explicar el origen del caos primario.
La tercera posibilidad, favorecida por Guth, es que una masa de materia sobrecalentada y en expansión emerja mecánicamente cuánticamente del vacío. En un artículo que apareció en Scientific American en 1984, Guth y Steinart afirmaron: “El modelo inflacionario del universo nos da una idea de un posible mecanismo mediante el cual el universo observable podría haber surgido de una región infinitesimal del espacio. Sabiendo esto, es difícil resistir la tentación de dar un paso más y llegar a la conclusión de que el Universo surgió literalmente de la nada”.
Sin embargo, por muy atractiva que pueda resultar esta idea para los científicos que están dispuestos a tomar las armas ante cualquier mención de la posibilidad de la existencia de una conciencia superior que creó el Universo, tras un examen cuidadoso no resiste las críticas. La “nada” de la que habla Guth es un vacío hipotético de la mecánica cuántica, descrito por una teoría de campo unificado aún no desarrollada que unificaría las ecuaciones de la mecánica cuántica y teoria general relatividad. En otras palabras, en este momento este vacío no puede describirse ni siquiera teóricamente.
Cabe señalar que los físicos han descrito un tipo más simple de vacío mecánico cuántico, que es un mar de las llamadas “partículas virtuales”, fragmentos de átomos que “casi existen”. De vez en cuando, algunas de estas partículas subatómicas pasan del vacío al mundo de la realidad material. Este fenómeno se llama fluctuaciones del vacío. Las fluctuaciones del vacío no se pueden observar directamente, pero las teorías que postulan su existencia han sido confirmadas experimentalmente. Según estas teorías, las partículas y antipartículas emergen del vacío sin motivo alguno y desaparecen casi de inmediato, aniquilándose entre sí. Guth y sus colegas supusieron que en algún momento, en lugar de una pequeña partícula, apareció un Universo entero del vacío, y en lugar de desaparecer inmediatamente, este Universo de alguna manera duró miles de millones de años. Los autores de este modelo resolvieron el problema de la singularidad postulando que el estado en el que el Universo emerge del vacío es algo diferente del estado de singularidad.
Sin embargo, este escenario tiene dos desventajas principales. En primer lugar, uno no puede sino sorprenderse ante la audacia de la imaginación de los científicos que han extendido su experiencia bastante limitada con las partículas subatómicas a todo el Universo. S. Hawking y G. Ellis advierten sabiamente a sus colegas demasiado entusiastas: “La suposición de que las leyes de la física, descubiertas y estudiadas en el laboratorio, serán válidas en otros puntos del continuo espacio-tiempo es, por supuesto, una apuesta muy audaz extrapolación." En segundo lugar, estrictamente hablando, el vacío de la mecánica cuántica no puede denominarse “nada”. La descripción del vacío de la mecánica cuántica, incluso en la más simple de las teorías existentes, requiere muchas páginas de cálculos matemáticos muy abstractos. Sin duda, un sistema así representa “algo”, e inmediatamente surge la misma pregunta obstinada: “¿Cómo surgió un “vacío” tan complejamente organizado?”
Volvamos al problema original para el cual Guth creó el modelo inflacionario: el problema de parametrizar con precisión el estado inicial del Universo. Sin tal parametrización, es imposible obtener la distribución observada de la materia en el Universo. Como hemos visto, Gut no logró resolver este problema. Además, la posibilidad misma de que cualquier versión de la teoría del Big Bang, incluida la de Guth, pueda predecir la distribución observada de la materia en el Universo es cuestionable.
El estado inicial altamente organizado en el modelo de Guth, en sus propias palabras, finalmente se convierte en un “Universo” con un diámetro de 10 centímetros, lleno de gas homogéneo, superdenso y sobrecalentado. Se expandirá y se enfriará, pero no hay razón para suponer que alguna vez se convierta en algo más que una nube uniforme de gas. De hecho, todas las teorías del Big Bang conducen a este resultado. Si Guth tuvo que recurrir a muchos trucos y hacer suposiciones dudosas para finalmente obtener el Universo en forma de una nube de gas homogéneo, entonces podemos imaginarnos cómo debe ser el aparato matemático de la teoría que conduce al Universo en el forma en que lo conocemos!
bien teoria cientifica permite predecir muchos complejos fenomenos naturales, basado en un esquema teórico simple. Pero en la teoría de Guth (y en cualquier otra versión) ocurre lo contrario: como resultado de complejos cálculos matemáticos, obtenemos una burbuja en expansión de gas homogéneo. A pesar de esto, las revistas científicas publican artículos entusiastas sobre la teoría inflacionaria, acompañados de numerosas ilustraciones coloridas que deberían dar al lector la impresión de que Guth finalmente había logrado su preciado objetivo: había encontrado una explicación para el origen del Universo. Sería más honesto simplemente abrir una columna permanente en revistas científicas, para publicar en él la teoría del origen del Universo, de moda este mes.
Es difícil incluso imaginar la complejidad del estado inicial y las condiciones necesarias para el surgimiento de nuestro Universo con toda la diversidad de sus estructuras y organismos. En el caso de nuestro Universo, el grado de esta complejidad es tal que difícilmente puede explicarse utilizando únicamente leyes físicas.
Aunque los campos escalares no son un tema de la vida cotidiana, existe una analogía familiar. Éste es el potencial electrostático, la tensión en un circuito eléctrico, por ejemplo. Un campo eléctrico sólo aparece si el potencial no es uniforme (no es el mismo), como entre los polos de una batería, o si cambia con el tiempo. Si es igual en todas partes (digamos 110 V), nadie lo nota. Este potencial es simplemente otro estado de vacío. De manera similar, un campo escalar parece un vacío. No lo vemos, incluso si estamos rodeados por él.Estos campos escalares llenan el Universo y se manifiestan sólo a través de las propiedades de las partículas elementales. Si el campo escalar interactúa con W, Z, entonces se vuelven pesados. Las partículas que no interactúan con el campo escalar, como los fotones, siguen siendo ligeras.
Por lo tanto, para describir la física de partículas, los físicos partieron de una teoría en la que todas las partículas son inicialmente ligeras y en la que no existe una diferencia fundamental entre la fuerza débil y la fuerza electromagnética. Estas diferencias aparecen más tarde a medida que el Universo se expande y se llena de diferentes campos escalares. El proceso en el que se separan las fuerzas fundamentales se llama disrupción ( rotura) simetría. El valor especial del campo escalar que aparece en el Universo está determinado por la posición del mínimo de su energía potencial.
Los campos escalares desempeñan un papel crucial tanto en cosmología como en física de partículas. Proporcionan el mecanismo que genera la rápida inflación del Universo. De hecho, según la relatividad general, el Universo se está expandiendo a un ritmo (aproximadamente) proporcional a raíz cuadrada de su densidad. Si el Universo está lleno de materia ordinaria, entonces la densidad disminuye rápidamente a medida que el Universo se expande. Por lo tanto, la expansión del Universo debería disminuir rápidamente a medida que disminuye la densidad. Pero debido a la equivalencia de masa y energía establecida por Einstein, la energía potencial del campo escalar también contribuye a la expansión. En determinados casos, esta energía disminuye mucho más lentamente que la densidad de la materia ordinaria.
Aproximado constancia ( persistencia) esta energía ( su lento descenso ) puede conducir a una etapa de expansión o inflación extremadamente rápida del Universo. Esta posibilidad surge incluso si consideramos la versión más simple de la teoría de campos escalares. En esta versión, la energía potencial alcanza un mínimo en el punto donde desaparece el campo escalar. En este caso, cuanto mayor sea el campo escalar, mayor será su energía potencial. Según la teoría general de la relatividad, la energía del campo escalar debería provocar una expansión muy rápida del Universo. La expansión se frena cuando el campo escalar alcanza un mínimo de su energía potencial.
Una forma de imaginar esta situación es una bola rodando por el costado de un tazón grande. El fondo del cuenco es la energía mínima. La posición de la pelota corresponde al valor del campo escalar. Por supuesto, las ecuaciones que describen el movimiento ( cambiar) campo escalar en un Universo en expansión, es algo más difícil que para una bola en un recipiente vacío. Contienen un término adicional de fricción o viscosidad. Esta fricción es como melaza negra en un cuenco. La viscosidad de este líquido depende de la energía del campo. Cuanto más alta es la bola, más espesa es la capa de líquido. Por lo tanto, si el campo era muy grande al principio, entonces la energía disminuía extremadamente lentamente.
La inercia de la caída de energía del campo escalar tiene una influencia decisiva en la tasa de expansión. La disminución fue tan gradual que la energía potencial del campo escalar permaneció casi constante a medida que el Universo se expandía. Esto contrasta marcadamente con la materia ordinaria, cuya densidad cae rápidamente a medida que el universo se expande. Gracias a la alta energía del campo escalar, el Universo continuó expandiéndose a un ritmo mayor al predicho por las teorías cosmológicas preinflacionarias. El tamaño del Universo en este modo crece exponencialmente.
La etapa de inflación autosostenida y exponencialmente rápida no dura mucho. Su duración es ≈10 -35 segundos. Cuando la energía del campo disminuye, la viscosidad casi desaparece y termina la inflación. Como una pelota que llega al fondo de un cuenco, el campo escalar comienza a oscilar cerca del mínimo de su energía potencial. En el proceso de esta oscilación, pierde energía, dedicándose a la formación de partículas elementales. Estas partículas interactúan entre sí y finalmente se establece una temperatura de equilibrio. A partir de este momento, la teoría estándar del Big Bang puede describir la evolución posterior del Universo.
La principal diferencia entre la teoría inflacionaria y la antigua cosmología se revela al calcular el tamaño del Universo al final de la inflación. Incluso si el Universo al comienzo de la inflación tuviera un tamaño de 10 -33 cm ( Tamaño de Planck ), después de 10 a 35 segundos de inflación, su tamaño se vuelve inimaginablemente enorme. Según algunos modelos de inflación, este tamaño pasa a ser cm, es decir uno seguido de un billón de ceros. Este número depende del modelo, pero en la mayoría de ellos este tamaño es muchos órdenes de magnitud mayor que el tamaño del Universo observable (10,28 cm).
Este enorme ( inflacionista) el chorro resuelve inmediatamente la mayoría de los problemas de la antigua teoría cosmológica. Nuestro Universo es suave y homogéneo, porque todas las heterogeneidades están extendidas. La densidad de los monopolos magnéticos primarios y otros defectos "indeseables" se diluye exponencialmente. (Recientemente descubrimos que los monopolos pueden autoinflarse y, por lo tanto, salir efectivamente del universo observable). El universo se está volviendo tan grande que ahora sólo vemos una pequeña fracción de él. Por eso, como una pequeña parte de la superficie de un enorme globo sometida a inflación, nuestra parte del Universo parece plana. Por eso no necesitamos exigir que todas las partes del Universo comiencen a expandirse al mismo tiempo. Un dominio del más pequeño. tamaños posibles(10 -33 cm) es más que suficiente para producir todo lo que vemos ahora.
La teoría inflacionaria no siempre pareció tan simple desde el punto de vista conceptual. Los intentos de obtener una etapa de expansión exponencial del Universo tienen una larga historia. Desafortunadamente, debido a barreras políticas, los lectores estadounidenses sólo conocen parcialmente esta historia.
La primera versión realista de la teoría de la inflación fue creada por Alexei Starobinsky (Instituto Landau de Física Teórica) en 1979. El modelo de Starobinsky causó sensación entre los astrofísicos rusos y durante dos años permaneció tema principal discusiones en todas las conferencias sobre cosmología en la Unión Soviética. Este modelo es bastante complejo y se basa en la teoría de las anomalías de la gravedad cuántica. No dijo mucho sobre cómo comienza la inflación.
En 1981, Alan H. Guth (Massachusetts, EE. UU.) sugirió que el Universo caliente en alguna etapa intermedia podría expandirse exponencialmente. Su modelo surgió de una teoría que interpreta el desarrollo del Universo temprano como una serie de transiciones de fase. Esta última teoría fue propuesta en 1972 por David Kirzhnitz y por mí ( Andrey Linde). Según esta idea, a medida que el universo se expande y se enfría, se condensa en diferentes formas. El vapor de agua sufre tales transiciones de fase. A medida que se enfría, el vapor se condensa en agua que, si se enfría más, se convierte en hielo.
La idea de Huss requería que la inflación ocurriera cuando el universo estaba en un estado inestable y sobreenfriado. El sobreenfriamiento es común durante el proceso de transición de fase. Por ejemplo, el agua en circunstancias adecuadas permanece líquida incluso a t o < 0 o C. Por supuesto, el agua sobreenfriada eventualmente se congela. Este evento corresponde al final del período inflacionario. La idea de utilizar el sobreenfriamiento para resolver muchos de los problemas del modelo del Big Bang era muy atractiva. Desafortunadamente, como el propio Hus señaló, el Universo posinflacionario en su escenario se vuelve extremadamente heterogéneo. Después de investigar su modelo durante un año, finalmente lo abandonó en un artículo con Eric J. Weinberg de la Universidad de Columbia.
En 1982, presenté el llamado nuevo escenario del universo inflacionario, que Andreas Albrecht y Paul J. Steinhardt de la Universidad de Pensilvania también descubrieron más tarde (ver “El universo inflacionario” de Alan H. Guth y Paul J. Steinhardt, SCIENTIFIC AMERICAN , mayo de 1984). Este escenario "ha hecho frente" a los principales problemas del modelo Goos. Pero todavía era bastante complejo y poco realista.
Sólo un año después me di cuenta de que la inflación es una característica natural de muchas teorías de partículas, incluida el modelo más simple campo escalar discutido anteriormente. No hay necesidad de los efectos de la gravedad cuántica, las transiciones de fase, el sobreenfriamiento o incluso la suposición estándar de que el Universo era originalmente caliente. Basta considerar todos los tipos y valores posibles del campo escalar en el Universo temprano y luego comprobar si entre ellos hay aquellos que conducen a la inflación. Esos lugares ( Universo), donde no se produce inflación, siguen siendo pequeños. Aquellos dominios donde se produce inflación se vuelven exponencialmente grandes y dominan el volumen total del Universo. Debido a que el campo escalar puede tomar un valor arbitrario en el Universo temprano, a este escenario lo llamo inflación caótica.
En muchos sentidos, la inflación caótica es tan simple que resulta difícil entender por qué la idea no se descubrió antes. Creo que la razón es puramente filosófica. Los brillantes éxitos de la teoría del Big Bang hipnotizaron a los cosmólogos. Supusimos que todo el Universo se creó en el mismo momento, que comenzó caliente y que el campo escalar comenzó cerca del mínimo de su energía potencial. Una vez que comenzamos a relajar estos supuestos, descubrimos inmediatamente que la inflación no era un fenómeno exótico inventado por los teóricos para resolver sus problemas. Este modo general, que surge en una amplia clase de teorías de partículas elementales.
Este rápido estiramiento del Universo podría resolver simultáneamente muchos problemas cosmológicos difíciles y puede parecer demasiado bueno para ser verdad. De hecho, si todas las faltas de homogeneidad se suavizaran mediante estiramiento, ¿cómo se forman las galaxias? La respuesta es que, si bien se eliminan las heterogeneidades previamente formadas, la inflación al mismo tiempo crea otras nuevas.
Estas faltas de homogeneidad surgen de efectos cuánticos. De acuerdo a mecánica cuántica el espacio vacío no está completamente vacío. El vacío está lleno de pequeñas fluctuaciones cuánticas. Estas fluctuaciones pueden considerarse como ondas u ondulaciones en campos físicos. Las olas tienen todas las longitudes posibles y se mueven en todas direcciones. No podemos detectar estas ondas porque son microscópicas y de muy corta duración.
En un Universo inflacionario, la estructura del vacío se vuelve aún más compleja. La inflación se está extendiendo rápidamente. Una vez que la longitud de onda se hace lo suficientemente larga, esta ondulación comienza a sentir la curvatura del Universo. En este momento, el estiramiento de las ondas se detiene debido a la viscosidad del campo escalar (recordemos que la ecuación que describe el campo contiene un término de fricción).
Las fluctuaciones que tienen longitudes de onda largas se congelan primero. A medida que el Universo se expande, nuevas fluctuaciones se vuelven más extensas y se congelan sobre otras ondas congeladas. En esta etapa ya no podemos llamar a estas ondas fluctuaciones cuánticas. La mayoría de ellos tienen longitudes de onda extremadamente largas. Como estas ondas no se mueven ni desaparecen, aumentan el valor del campo escalar en algunas zonas y lo disminuyen en otras, creando así irregularidades. Estas perturbaciones en el campo escalar provocan perturbaciones de densidad en el Universo, que son claves para la posterior formación de galaxias.
Además de explicar muchas características de nuestro mundo, la teoría de la inflación hace varias predicciones importantes y comprobables. Primero, el Universo debe ser extremadamente plano. Esta planitud se puede verificar experimentalmente, ya que la densidad del Universo está simplemente relacionada con la velocidad de su expansión. Los datos observados hasta ahora son consistentes con esta predicción.
Otra predicción comprobable se relaciona con las perturbaciones de densidad producidas durante la inflación. Estas perturbaciones de densidad afectan la distribución de la materia en el Universo. Además, pueden ir acompañadas de ondas gravitacionales. Tanto las perturbaciones de densidad como las ondas gravitacionales dejan su huella en la radiación de fondo de microondas ( MVR). Transmiten diferencias sutiles en la temperatura de esta radiación en diferentes lugares del cielo. Estas irregularidades son exactamente las mismas que las encontradas hace dos años por el satélite Cosmic Background Explorer (COBE) y esto ha sido confirmado por varios experimentos posteriores.
Aunque los resultados del COBE son consistentes con las predicciones de inflación, sería prematuro afirmar que el COBE confirma la teoría de la inflación. Pero es cierto que los resultados de los satélites con el nivel actual de precisión podrían haber refutado la mayoría de los modelos de inflación, pero esto no sucedió. Actualmente, ninguna otra teoría puede explicar por qué el Universo es tan uniforme y todavía predecir las "ondas en el espacio" descubiertas por COBE.
Sin embargo, debemos mantener la mente abierta. Existe la posibilidad de que algunos datos observacionales nuevos contradigan la cosmología inflacionaria. Por ejemplo, si los datos de observación nos dijeran que la densidad del Universo difiere significativamente de la densidad crítica que corresponde a un desalojo plano, entonces la cosmología inflacionaria enfrentaría un verdadero desafío (es posible resolver este problema si aparece, pero es bastante difícil).
Otra complicación es puramente teórica. Los modelos inflacionarios se basan en la teoría de las partículas elementales, y esta teoría en sí no está completamente formada. Algunas versiones de esta teoría (en particular la teoría de supercuerdas) no conducen automáticamente a la inflación. Sacar la inflación de los modelos de supercuerdas puede requerir ideas radicalmente nuevas. Definitivamente deberíamos continuar explorando teorías cosmológicas alternativas. Muchos cosmólogos, sin embargo, creen que la inflación, o algo muy similar a ella, es absolutamente necesaria para la construcción de una teoría cosmológica coherente. La propia teoría inflacionaria está cambiando a medida que la teoría de la física de partículas evoluciona rápidamente. La lista de nuevos modelos incluye inflación expandida, inflación natural, inflación híbrida y más. Cada modelo tiene características únicas que pueden probarse mediante observación o experimentación. La mayoría, sin embargo, se basan en la idea de una inflación caótica.
Aquí llegamos a la parte más interesante de nuestra teoría, la teoría de un Universo autorreproductor que existe eternamente. Esta teoría es bastante general, pero parece especialmente prometedora y conduce a las consecuencias más dramáticas en el contexto de un escenario inflacionario caótico.
Como ya mencioné, podemos pensar en las fluctuaciones cuánticas del campo escalar en el Universo inflacionario como ondas. Primero se mueven en todas direcciones y luego se congelan, uno encima del otro. Cada onda congelada aumenta débilmente el campo escalar en algunos lugares del Universo y lo disminuye en otros.
Ahora consideremos aquellos lugares del Universo donde estas ondas recién congeladas persisten ( persistentemente, es decir varias veces seguidas ) aumentó el campo escalar. Estas áreas son extremadamente raras, pero aún existen. Y pueden ser extremadamente importantes. Estos raros dominios del Universo, donde el campo ha saltado lo suficientemente alto, comenzarán a expandirse exponencialmente a un ritmo cada vez mayor. Cuanto más alto salta el campo escalar, más rápida es la expansión. Muy pronto, estos raros dominios adquirirán volúmenes mucho mayores que otros.
De esto ( inflacionista) la teoría sigue que si el Universo contiene al menos un dominio inflacionario, hay suficiente talla grande, comenzará a producir continuamente nuevos dominios inflacionarios. La inflación en cada punto puede terminar rápidamente, pero muchos otros lugares seguirán expandiéndose. La cantidad total Todos estos dominios crecerán sin cesar. Esencialmente, un universo inflacionario da origen a otras burbujas inflacionarias, que a su vez dan origen a otras ( ver foto al final ).
Este proceso, que llamé eterno ( eterno) la inflación, se produce como una reacción en cadena, produciendo una imagen del Universo similar a un fractal. En este escenario, el Universo en su conjunto es inmortal. Cada parte del Universo puede provenir de una singularidad en algún lugar del pasado y puede terminar en una singularidad en algún lugar del futuro. Sin embargo, la evolución del Universo entero no tiene fin.
La situación desde el principio ( desde el comienzo) menos seguro. Existe la posibilidad de que todas las partes del Universo se crearan simultáneamente en la singularidad inicial del Big Bang. Sin embargo, la necesidad de esta suposición ya no es obvia. Además, el número total de burbujas inflacionarias en nuestro árbol cósmico crece exponencialmente con el tiempo. Por lo tanto, la mayoría de las burbujas (incluida nuestra parte del Universo) crecen indefinidamente lejos del tronco de este árbol. Aunque este escenario hace casi innecesaria la existencia de un Big Bang inicial, a todos los efectos prácticos el momento de formación de cada burbuja inflacionaria puede considerarse como un nuevo Big Bang. Desde esta perspectiva, se deduce que la inflación no forma parte de la teoría del Big Bang, como se pensaba hace 15 años. Por el contrario, el Big Bang forma parte del modelo inflacionario.
Pensando en el proceso de autorreproducción de los Universos, no podemos evitar las analogías artísticas, sin embargo, pueden ser superficiales. Cabría preguntarse, si este proceso es así, ¿qué pasará con todos nosotros? Nacimos hace algún tiempo. Al final, moriremos y todo el mundo de nuestras almas, sentimientos y recuerdos desaparecerá. Pero hubo quienes vivieron antes que nosotros, habrá quienes vivirán después, y la humanidad en su conjunto, si es lo suficientemente inteligente, puede vivir mucho tiempo.
La teoría inflacionaria sugiere que puede ocurrir un proceso similar en el Universo. Puede haber cierto optimismo al saber que incluso si nuestra civilización muere, habrá otros lugares en el universo donde la vida surgirá una y otra vez en todas sus formas posibles.
¿Podrían las cosas ponerse aún más interesantes? Sí. Hasta ahora hemos considerado la teoría de la inflación más simple con un campo escalar, que tiene sólo un mínimo de energía potencial. Mientras tanto, los modelos realistas de partículas elementales predicen (discuten) muchos tipos de campos escalares. Por ejemplo, en las teorías unificadas de las interacciones débil, fuerte y electromagnética, existen al menos otros dos campos escalares. La energía potencial de estos campos escalares puede tener varios mínimos diferentes. Esta circunstancia significa que tal teoría puede tratar con varios estados de vacío correspondientes a varios tipos ruptura de simetrías entre interacciones fundamentales y, como resultado, con diferentes leyes de la física de baja energía. (Las interacciones de partículas a energías extremadamente altas no dependen de la ruptura de la simetría).
Tales complejidades en el campo escalar significan que después de la inflación, el Universo puede encontrarse dividido en dominios exponencialmente grandes que difieren en las leyes de la física de baja energía. Tenga en cuenta que esta división ocurre incluso si el Universo completo nació originalmente en un estado correspondiente a un mínimo particular de energía potencial. De hecho, grandes fluctuaciones cuánticas pueden hacer que los campos escalares se salgan de sus mínimos. Es decir, pueden lanzar bolas de un bol a otro. Cada cuenco corresponde a leyes alternativas de interacción de partículas. En algunos modelos inflacionarios, las fluctuaciones cuánticas son tan grandes que incluso el número de dimensiones del espacio y el tiempo pueden cambiar.
Si este modelo es correcto, entonces la física por sí sola no puede proporcionar una explicación completa de todas las propiedades de nuestra parte del Universo. Una misma teoría física puede producir grandes partes del Universo que tienen propiedades diferentes. Según este escenario, nos encontramos dentro de un dominio de 4 dimensiones con nuestro tipo de leyes físicas, no porque los dominios con diferentes dimensiones y propiedades alternativas sean imposibles o inverosímiles, sino simplemente porque nuestra forma de vida es imposible en otros dominios.
¿Significa esto que comprender todas las propiedades de nuestra región del Universo requerirá, además de conocimientos de física, un estudio profundo de nuestra propia naturaleza, incluyendo quizás incluso la naturaleza de nuestra conciencia? Esta conclusión es ciertamente una de las más sorprendentes que pueden surgir del reciente desarrollo de la cosmología inflacionaria.
La evolución de la teoría inflacionaria conduce al surgimiento de un paradigma cosmológico completamente nuevo, que difiere significativamente de la antigua teoría del Big Bang e incluso de las primeras versiones del escenario inflacionario.
En él, el Universo resulta caótico y homogéneo, en expansión y estacionario. Nuestro hogar cósmico crece, fluctúa y se reproduce eternamente en todas las formas posibles, como si se adaptara a todos los posibles tipos de vida que puede soportar.
Es de esperar que algunas partes de la nueva teoría permanezcan con nosotros durante los próximos años. Muchos otros tendrán que modificarse significativamente para dar cabida a nuevos datos experimentales y nuevos cambios en la teoría de partículas. Sin embargo, parece que los últimos 15 años de avances en cosmología han cambiado irreversiblemente nuestra comprensión de la estructura y el destino del Universo y nuestro propio lugar en él.
Uno de los fragmentos del primer microsegundo de la vida del universo jugó un papel muy importante en su evolución posterior.
Pérdida de comunicación La radiación cósmica de fondo de microondas que ahora vemos desde la Tierra proviene de una distancia de 46 mil millones de años luz (según la escala compañera), habiendo viajado poco menos de 14 mil millones de años. Sin embargo, cuando esta radiación inició su recorrido, la edad del Universo era de sólo 300.000 años. Durante este tiempo, la luz sólo pudo viajar 300.000 años luz (pequeños círculos), y los dos puntos de la ilustración simplemente no pudieron comunicarse entre sí: sus horizontes cosmológicos no se cruzan.
El avance conceptual fue posible gracias a una hipótesis muy hermosa, nacida de un intento de encontrar una salida a tres graves inconsistencias de la teoría del Big Bang: el problema del Universo plano, el problema del horizonte y el problema de los monopolos magnéticos.
partícula rara
Desde mediados de la década de 1970, los físicos han comenzado a trabajar en modelos teóricos de la Gran Unificación de las tres fuerzas fundamentales: fuerte, débil y electromagnética. Muchos de estos modelos concluyeron que poco después del Big Bang debieron producirse en abundancia partículas muy masivas que portaban una única carga magnética. Cuando la edad del Universo alcanzó los 10 -36 segundos (según algunas estimaciones, incluso un poco antes), la interacción fuerte se separó de la interacción electrodébil y se independizó. En este caso, se formaron en el vacío defectos topológicos puntuales con una masa 10 15 -10 16 mayor que la masa del entonces inexistente protón. Cuando, a su vez, la interacción electrodébil se dividió en electromagnetismo débil y electromagnético y apareció el electromagnetismo verdadero, estos defectos adquirieron cargas magnéticas y comenzaron una nueva vida, en forma de monopolos magnéticos.
La radiación cósmica de fondo de microondas que vemos ahora desde la Tierra proviene de una distancia de 46 mil millones de años luz (en la escala adjunta), habiendo viajado poco menos de 14 mil millones de años. Sin embargo, cuando esta radiación inició su recorrido, la edad del Universo era de sólo 300.000 años. Durante este tiempo, la luz sólo pudo viajar 300.000 años luz (pequeños círculos), y los dos puntos de la ilustración simplemente no pudieron comunicarse entre sí: sus horizontes cosmológicos no se cruzan.
Este hermosa modelo presentó a la cosmología un problema desagradable. Los monopolos magnéticos “del norte” se aniquilan cuando chocan con los “del sur”, pero por lo demás estas partículas son estables. Debido a su enorme masa a escala de nanogramos según los estándares del microcosmos, poco después de su nacimiento se vieron obligados a reducir su velocidad a velocidades no relativistas, dispersarse por el espacio y sobrevivir hasta nuestros días. Según el modelo estándar del Big Bang, su densidad de corriente debería ser aproximadamente la misma que la de los protones. Pero en este caso, la densidad total de energía cósmica sería al menos mil billones de veces mayor que la real.
Hasta ahora, todos los intentos de descubrir monopolos han fracasado. Como lo demuestra la búsqueda de monopolos en minerales de hierro Y agua de mar, la relación entre su número y el número de protones no supera los 10 -30. O estas partículas no están presentes en nuestra región del espacio, o son tan pocas que los instrumentos no pueden registrarlas, a pesar de tener una firma magnética clara. Esto también lo confirman las observaciones astronómicas: la presencia de monopolos debería afectar campos magnéticos nuestra Galaxia, pero esto no ha sido detectado.
problema plano
Los astrónomos llevan mucho tiempo convencidos de que si la corriente espacio y deformado, luego bastante moderadamente. Los modelos de Friedman y Lemaitre nos permiten calcular cuál era esta curvatura poco después del Big Bang para estar de acuerdo con medidas modernas. La curvatura del espacio se estima utilizando el parámetro adimensional Ω, igual a la relación entre la densidad promedio de energía cósmica y su valor en el cual esta curvatura se vuelve cero y, en consecuencia, la geometría del Universo se vuelve plana. Hace unos cuarenta años ya no cabía duda de que si este parámetro difiere de la unidad, no sería más de diez veces en una dirección u otra. ¡De ello se deduce que un segundo después del Big Bang se diferenciaba de la unidad hacia arriba o hacia abajo en sólo 10 -14! ¿Se trata de una “afinación” tan fantásticamente precisa que se debe a una casualidad o a razones físicas? Así es exactamente como se formuló el problema en 1979. físicos americanos Robert Dicke y James Peebles.
Por supuesto, podemos suponer que los monopolos nunca existieron. Algunos modelos de unificación de interacciones fundamentales en realidad no prescriben su apariencia. Pero los problemas del horizonte y de un Universo plano persisten. Sucedió que a finales de la década de 1970 la cosmología enfrentó serios obstáculos, que claramente requirieron nuevas ideas para superarlos.
Presión negativa
Y estas ideas no tardaron en aparecer. La principal fue la hipótesis según la cual en el espacio exterior, además de la materia y la radiación, existe un campo (o campos) escalar que crea presión negativa. Esta situación parece paradójica, pero ocurre en La vida cotidiana. Un sistema de presión positiva, como el gas comprimido, pierde energía y se enfría a medida que se expande. Una banda elástica, por el contrario, se encuentra en un estado de presión negativa porque, a diferencia del gas, tiende no a expandirse, sino a contraerse. Si dicha cinta se estira rápidamente, se calentará y aumentará su energía térmica. A medida que el Universo se expande, un campo con presión negativa acumula energía que, cuando se libera, puede generar partículas y cuantos de luz.
La geometría local del universo está determinada por el parámetro adimensional Ω: si es menor que uno, el universo será hiperbólico (abierto), si es más, esférico (cerrado) y si es exactamente igual a uno, plano. Incluso las desviaciones más pequeñas de la unidad pueden conducir a cambio significativo este parámetro. La ilustración en azul muestra un gráfico del parámetro de nuestro Universo.
La presión negativa puede tener diferentes valores. Pero hay un caso especial, cuando es igual a la densidad de energía cósmica con signo opuesto. En esta situación, esta densidad permanece constante a medida que el espacio se expande, ya que la presión negativa compensa la creciente "rarefacción" de partículas y cuantos de luz. De las ecuaciones de Friedmann-Lemaitre se deduce que, en este caso, el Universo se expande exponencialmente.
La hipótesis de la expansión exponencial resuelve los tres problemas anteriores. Supongamos que el Universo surgió de una pequeña “burbuja” de espacio muy curvado, que sufrió una transformación que dotó al espacio de presión negativa y, por tanto, provocó que se expandiera según una ley exponencial. Naturalmente, una vez que esta presión desaparezca, el Universo volverá a su anterior expansión “normal”.
resolución de problemas
Supongamos que el radio del Universo antes de entrar en la fase exponencial era sólo unos pocos órdenes de magnitud mayor que la longitud de Planck, 10 -35 m. Si en la fase exponencial crece, digamos, 10 50 veces, entonces al final alcanzará miles de años luz. Cualquiera que sea la diferencia en el parámetro de curvatura del espacio con respecto a la unidad antes de que comience la expansión, al final de la expansión disminuirá entre 10 y 100 veces, es decir, ¡el espacio se volverá perfectamente plano!
El problema de los monopolos se resuelve de forma similar. Si los defectos topológicos que se convirtieron en sus predecesores surgieron antes o incluso durante el proceso de expansión exponencial, al final deberían alejarse unos de otros a distancias gigantescas. Desde entonces, el Universo se ha expandido considerablemente y la densidad de los monopolos ha disminuido hasta casi cero. Los cálculos muestran que incluso si examinamos un cubo cósmico con una arista de mil millones de años luz, habrá el grado más alto Lo más probable es que no haya un solo monopolio.
La hipótesis de la expansión exponencial también sugiere una salida sencilla al problema del horizonte. Supongamos que el tamaño de la “burbuja” embrionaria que sentó las bases de nuestro Universo no excediera el camino que la luz logró recorrer después del Big Bang. En este caso se podría establecer equilibrio termal, asegurando la igualdad de temperaturas en todo el volumen, que se conservó durante la expansión exponencial. Una explicación similar está presente en muchos libros de texto de cosmología, pero puedes prescindir de ella.
De una burbuja
A finales de los años 1970 y 1980, varios teóricos, el primero de los cuales fue el físico soviético Alexei Starobinsky, consideraron modelos de la evolución temprana del Universo con una breve etapa de expansión exponencial. En 1981, el estadounidense Alan Guth publicó un artículo que llamó la atención sobre esta idea. Fue el primero en comprender que tal expansión (probablemente completada a la edad de 10 a 34 s) elimina el problema de los monopolos, con el que se ocupó inicialmente, y señala el camino para resolver los problemas con la geometría plana y el horizonte. Guth llamó maravillosamente a esta expansión inflación cosmológica, y el término fue generalmente aceptado.
La expansión normal a velocidades inferiores a la de la luz conduce al hecho de que todo el Universo tarde o temprano estará dentro de nuestro horizonte de sucesos. La expansión inflacionaria a velocidades que superan significativamente la velocidad de la luz ha llevado al hecho de que sólo una pequeña parte del Universo formado durante el Big Bang es accesible a nuestra observación. Esto nos permite resolver el problema del horizonte y explicar la misma temperatura de la radiación relicta proveniente de varios puntos firmamento.
Pero el modelo de Guth todavía tenía un serio inconveniente. Permitió el surgimiento de muchas áreas inflacionarias que chocaron entre sí. Esto condujo a la formación de un cosmos altamente desordenado con una densidad de materia y radiación no homogénea, completamente diferente del espacio exterior real. Sin embargo, pronto Andrei Linde de instituto fisico Academia de Ciencias (FIAN), y un poco más tarde Andreas Albrecht y Paul Steinhardt de la Universidad de Pensilvania demostraron que si se cambia la ecuación del campo escalar, todo encaja. Esto llevó a un escenario en el que todo nuestro Universo observable surgió de una única burbuja de vacío, separada de otras regiones inflacionarias por distancias inimaginablemente grandes.
Inflación caótica
En 1983, Andrei Linde hizo otro gran avance al desarrollar la teoría de la inflación caótica, que permitió explicar tanto la composición del Universo como la homogeneidad de la radiación cósmica de fondo de microondas. Durante la inflación, cualquier falta de homogeneidad previa en el campo escalar se amplía tanto que prácticamente desaparece. En la etapa final de la inflación, este campo comienza a oscilar rápidamente cerca del mínimo de su energía potencial. En este caso, nacen en abundancia partículas y fotones, que interactúan intensamente entre sí y alcanzan una temperatura de equilibrio. Entonces, al final de la inflación, tenemos un Universo plano y caliente, que luego se expande según el escenario del Big Bang. Este mecanismo explica por qué hoy observamos radiación cósmica de fondo de microondas con pequeñas fluctuaciones de temperatura, que pueden atribuirse a fluctuaciones cuánticas en la primera fase de la existencia del Universo. Así, la teoría de la inflación caótica resolvió el problema del horizonte sin asumir que antes del inicio de la expansión exponencial, el Universo embrionario se encontraba en un estado de equilibrio térmico.
Según el modelo de Linde, la distribución de materia y radiación en el espacio después de la inflación simplemente debe ser casi perfectamente homogénea, con la excepción de rastros de fluctuaciones cuánticas primarias. Estas fluctuaciones dieron lugar a fluctuaciones locales en la densidad, que eventualmente dieron lugar a cúmulos de galaxias y los vacíos cósmicos que los separan. Es muy importante que sin el “estiramiento” inflacionario las fluctuaciones serían demasiado débiles y no podrían convertirse en embriones de galaxias. En general, el mecanismo inflacionario tiene una creatividad cosmológica extremadamente poderosa y universal; si se quiere, aparece como un demiurgo universal. Por tanto, el título de este artículo no es en modo alguno una exageración.
En escalas del orden de centésimas del tamaño del Universo (ahora cientos de megaparsecs), su composición era y sigue siendo homogénea e isotrópica. Sin embargo, a escala de todo el cosmos, la homogeneidad desaparece. La inflación se detiene en una región y comienza en otra, y así hasta el infinito. Este es un proceso interminable que se reproduce a sí mismo y genera un conjunto ramificado de mundos: el Multiverso. Las mismas leyes físicas fundamentales pueden realizarse allí de diferentes formas; por ejemplo, las fuerzas intranucleares y la carga de un electrón en otros universos pueden resultar diferentes al nuestro. Esta fantástica imagen está siendo discutida actualmente con toda seriedad tanto por físicos como por cosmólogos.
La esfera en expansión demuestra una solución al problema del Universo plano en el marco de la cosmología inflacionaria. A medida que aumenta el radio de la esfera, el área seleccionada de su superficie se vuelve cada vez más plana. Exactamente de la misma manera, la expansión exponencial del espacio-tiempo durante la inflación ha llevado al hecho de que nuestro Universo ahora es casi plano.
Lucha de ideas
“Las ideas principales del escenario inflacionario se formularon hace tres décadas”, explica a PM Andrei Linde, uno de los autores de cosmología inflacionaria y profesor de la Universidad de Stanford. - Después tarea principal Comenzó el desarrollo de teorías realistas basadas en estas ideas, pero solo los criterios para el realismo cambiaron más de una vez. En la década de 1980, la opinión dominante era que la inflación podía entenderse utilizando modelos Gran Unificados. Luego las esperanzas se desvanecieron y la inflación comenzó a interpretarse en el contexto de la teoría de la supergravedad y, más tarde, de la teoría de las supercuerdas. Sin embargo, este camino resultó muy difícil. En primer lugar, ambas teorías utilizan matemáticas extremadamente complejas y, en segundo lugar, están diseñadas de tal manera que es muy, muy difícil implementar un escenario inflacionario con su ayuda. Por lo tanto, el progreso aquí ha sido bastante lento. En el año 2000, tres científicos japoneses, con considerables dificultades, obtuvieron, en el marco de la teoría de la supergravedad, un modelo de inflación caótica que yo había ideado casi 20 años antes. Tres años más tarde, en Stanford hicimos un trabajo que mostró la posibilidad fundamental de construir modelos inflacionarios utilizando la teoría de supercuerdas y, sobre esta base, explicar la tetradimensionalidad de nuestro mundo. Específicamente, descubrimos que de esta manera podemos obtener un estado de vacío con una constante cosmológica positiva, que es necesaria para desencadenar la inflación. Nuestro enfoque fue desarrollado con éxito por otros científicos y esto contribuyó en gran medida al progreso de la cosmología. Ahora está claro que la teoría de supercuerdas permite la existencia de un número gigantesco de estados de vacío, dando lugar a la expansión exponencial del Universo.
Ahora deberíamos dar un paso más y comprender la estructura de nuestro Universo. Este trabajo está en marcha, pero tropieza con enormes dificultades técnicas y aún no está claro cuál será el resultado. Mis colegas y yo hemos estado trabajando durante los últimos dos años en una familia de modelos híbridos que dependen tanto de supercuerdas como de supergravedad. Hay avances, ya somos capaces de describir muchas cosas que realmente existen. Por ejemplo, estamos cerca de comprender por qué la densidad de energía del vacío es ahora tan baja, que es sólo tres veces mayor que la densidad de las partículas y la radiación. Pero tenemos que seguir adelante. Esperamos con interés los resultados de las observaciones del observatorio espacial Planck, que mide las características espectrales de la radiación cósmica de fondo de microondas con muy alta precisión. alta resolución. Es posible que las lecturas de sus instrumentos pongan bajo el quirófano clases enteras de modelos de inflación e impulsen el desarrollo de teorías alternativas”.
El modelo cosmológico de inflación, que resuelve muchos de los problemas de la teoría del Big Bang, afirma que en muy poco tiempo el tamaño de la burbuja a partir de la cual se formó nuestro Universo aumentó 10 50 veces. Después de esto, el Universo continuó expandiéndose, pero mucho más lentamente.
La cosmología inflacionaria cuenta con muchos logros notables. Ella predijo la geometría plana de nuestro Universo mucho antes de que los astrónomos y astrofísicos confirmaran este hecho. Hasta finales de la década de 1990, se creía que, teniendo en cuenta toda la materia del Universo, el valor numérico del parámetro no supera 1/3. Fue necesario el descubrimiento de la energía oscura para que este valor fuera prácticamente igual a la unidad, como se desprende del escenario inflacionario. Se predijeron las fluctuaciones de temperatura de la radiación cósmica de fondo de microondas y se calculó previamente su espectro. Hay muchos ejemplos similares. Se han hecho repetidos intentos de refutar la teoría de la inflación, pero ninguno ha tenido éxito. Además, según Andrei Linde, en los últimos años ha surgido el concepto de una pluralidad de universos, cuya formación bien puede llamarse una revolución científica: “A pesar de su carácter incompleto, se está convirtiendo en parte de la cultura de una nueva generación de físicos y cosmólogos”.
A la par de la evolución
"El paradigma inflacionario se aplica ahora en muchas variantes, entre las cuales no hay un líder reconocido", dice Alexander Vilenkin, director del Instituto de Cosmología de la Universidad de Tufts. — Hay muchos modelos, pero nadie sabe cuál es el correcto. Por lo tanto, no hablaría de ningún progreso espectacular logrado en los últimos años. Sí, y todavía hay bastantes dificultades. Por ejemplo, no está del todo claro cómo comparar las probabilidades de eventos predichos por un modelo particular. En un universo eterno, cualquier evento debe ocurrir innumerables veces. Entonces, para calcular probabilidades es necesario comparar infinitos, y esto es muy difícil. También hay problema sin resolver el inicio de la inflación. Lo más probable es que no pueda prescindir de él, pero aún no está claro cómo llegar a él. Y, sin embargo, el panorama inflacionario del mundo no tiene competidores serios. Yo la compararía con la teoría de Darwin, que al principio también tenía muchas inconsistencias. Sin embargo, nunca tuvo otra alternativa y al final se ganó el reconocimiento de los científicos. Me parece que el concepto de inflación cosmológica resolverá perfectamente todas las dificultades”.
Desde mediados de los años 1970, los físicos comenzaron a trabajar en modelos teóricos de la Gran Unificación de las tres fuerzas fundamentales: fuerte, débil y electromagnética. Muchos de estos modelos concluyeron que poco después del Big Bang debieron producirse en abundancia partículas muy masivas que portaban una única carga magnética. Cuando la edad del Universo alcanzó los 10 -36 segundos (según algunas estimaciones, incluso un poco antes), la interacción fuerte se separó de la interacción electrodébil y se independizó. En este caso, se formaron en el vacío defectos topológicos puntuales con una masa 10 15 - 10 16 mayor que la masa del entonces inexistente protón. Cuando, a su vez, la interacción electrodébil se dividió en electromagnetismo débil y electromagnético y apareció el electromagnetismo verdadero, estos defectos adquirieron cargas magnéticas y comenzaron una nueva vida, en forma de monopolos magnéticos.
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La separación de interacciones fundamentales en nuestro Universo primitivo tuvo el carácter de una transición de fase. En muy altas temperaturas Se combinaron interacciones fundamentales, pero cuando se enfrió por debajo de la temperatura crítica, no se produjo la separación [esto se puede comparar con el sobreenfriamiento del agua]. En ese momento, la energía del campo escalar asociado a la unificación superó la temperatura del Universo, lo que dotó al campo de presión negativa y provocó una inflación cosmológica. El Universo comenzó a expandirse muy rápidamente y en el momento de la ruptura de la simetría (a una temperatura de aproximadamente 10 28 K) su tamaño aumentó 10 50 veces. El campo escalar asociado con la unificación de interacciones desapareció y su energía se transformó en una mayor expansión del Universo. |
NACIMIENTO CALIENTE |
Este hermoso modelo planteó a la cosmología un problema desagradable. Los monopolos magnéticos “del norte” se aniquilan cuando chocan con los “del sur”, pero por lo demás estas partículas son estables. Debido a su enorme masa a escala de nanogramos según los estándares del microcosmos, poco después de su nacimiento se vieron obligados a reducir su velocidad a velocidades no relativistas, dispersarse por el espacio y sobrevivir hasta nuestros días. Según el modelo estándar del Big Bang, su densidad de corriente debería ser aproximadamente la misma que la de los protones. Pero en este caso, la densidad total de energía cósmica sería al menos mil billones de veces mayor que la real.
Hasta ahora, todos los intentos de descubrir monopolos han fracasado. Como ha demostrado la búsqueda de monopolos en minerales de hierro y agua de mar, la relación entre su número y el número de protones no supera los 10 -30. O estas partículas no están presentes en nuestra región del espacio, o son tan pocas que los instrumentos no pueden registrarlas, a pesar de tener una firma magnética clara. Esto también lo confirman las observaciones astronómicas: la presencia de monopolos debería afectar los campos magnéticos de nuestra galaxia, pero esto no se ha detectado.
Por supuesto, podemos suponer que los monopolos nunca existieron. Algunos modelos de unificación de interacciones fundamentales en realidad no prescriben su apariencia. Pero los problemas del horizonte y de un Universo plano persisten. Sucedió que a finales de la década de 1970 la cosmología enfrentó serios obstáculos, que claramente requirieron nuevas ideas para superarlos.
PRESIÓN NEGATIVA
Y estas ideas no tardaron en aparecer. La principal fue la hipótesis según la cual en el espacio exterior, además de la materia y la radiación, existe un campo (o campos) escalar que crea presión negativa. Esta situación parece paradójica, pero se da en la vida cotidiana. Un sistema de presión positiva, como el gas comprimido, pierde energía y se enfría a medida que se expande. Una banda elástica, por el contrario, se encuentra en un estado de presión negativa porque, a diferencia del gas, tiende no a expandirse, sino a contraerse. Si dicha cinta se estira rápidamente, se calentará y aumentará su energía térmica. A medida que el Universo se expande, un campo con presión negativa acumula energía que, cuando se libera, puede generar partículas y cuantos de luz.
PROBLEMA PLANO |
LOS ASTRÓNOMOS YA ESTÁN SEGUROS DE QUE SI EL ESPACIO EXTERIOR ACTUAL SE DEFORMA, ES BASTANTE MODERADO. |
PROBLEMA PLANO |
La presión negativa puede tener diferentes valores. Pero hay un caso especial en el que es igual a la densidad de la energía cósmica con el signo opuesto. En esta situación, esta densidad permanece constante a medida que el espacio se expande, ya que la presión negativa compensa la creciente "rarefacción" de partículas y cuantos de luz. De las ecuaciones de Friedmann-Lemaitre se deduce que, en este caso, el Universo se expande exponencialmente.
La hipótesis de la expansión exponencial resuelve los tres problemas anteriores. Supongamos que el Universo surgió de una pequeña “burbuja” de espacio muy curvado, que sufrió una transformación que dotó al espacio de presión negativa y, por tanto, provocó que se expandiera según una ley exponencial. Naturalmente, una vez que esta presión desaparezca, el Universo volverá a su anterior expansión “normal”.
RESOLUCIÓN DE PROBLEMAS
Supongamos que el radio del Universo antes de entrar en la fase exponencial era sólo unos pocos órdenes de magnitud mayor que la longitud de Planck, 10 -35 m. Si en la fase exponencial crece, digamos, 10 50 veces, entonces al final alcanzará miles de años luz. Cualquiera que sea la diferencia en el parámetro de curvatura del espacio con respecto a la unidad antes de que comience la expansión, al final de la expansión disminuirá entre 10 y 100 veces, es decir, ¡el espacio se volverá perfectamente plano!
El problema de los monopolos se resuelve de forma similar. Si los defectos topológicos que se convirtieron en sus predecesores surgieron antes o incluso durante el proceso de expansión exponencial, entonces al final deberían alejarse unos de otros a distancias gigantescas. Desde entonces, el Universo se ha expandido considerablemente y la densidad de los monopolos ha disminuido. a casi cero. Los cálculos muestran que incluso si examinamos un cubo cósmico con una arista de mil millones de años luz, lo más probable es que no haya un solo monopolo.
La hipótesis de la expansión exponencial también sugiere una salida sencilla al problema del horizonte. Supongamos que el tamaño de la “burbuja” embrionaria que sentó las bases de nuestro Universo no excediera el camino que la luz logró recorrer después del Big Bang. En este caso, se pudo establecer en él el equilibrio térmico, asegurando la igualdad de temperaturas en todo el volumen, que se mantuvo durante la expansión exponencial. Una explicación similar está presente en muchos libros de texto de cosmología, pero puedes prescindir de ella.
DE UNA BURBUJA
A finales de los años 1970 y 1980, varios teóricos, el primero de los cuales fue el físico soviético Alexei Starobinsky, consideraron modelos de la evolución temprana del Universo con una breve etapa de expansión exponencial. En 1981, el estadounidense Alan Guth publicó un artículo que llamó la atención sobre esta idea. Fue el primero en comprender que tal expansión (probablemente completada a la edad de 10 a 34 s) elimina el problema de los monopolos, con el que se ocupó inicialmente, y señala el camino para resolver los problemas con la geometría plana y el horizonte. Guth llamó maravillosamente a esta expansión inflación cosmológica, y el término fue generalmente aceptado.
ALLÍ, MÁS ALLÁ DEL HORIZONTE |
EL PROBLEMA DEL HORIZONTE ESTÁ RELACIONADO CON LA RADIACIÓN CMB, DESDE CUALQUIER PUNTO DEL HORIZONTE VIENE, SU TEMPERATURA ES CONSTANTE CON UNA PRECISIÓN DE HASTA 0,001%. |
PROBLEMA PLANO |
Pero el modelo de Guth todavía tenía un serio inconveniente. Permitió el surgimiento de muchas áreas inflacionarias que chocaron entre sí. Esto condujo a la formación de un cosmos altamente desordenado con una densidad de materia y radiación no homogénea, completamente diferente del espacio exterior real. Sin embargo, pronto Andrei Linde del Instituto de Física de la Academia de Ciencias (FIAN), y un poco más tarde Andreas Albrecht y Paul Steinhardt de la Universidad de Pensilvania demostraron que si se cambia la ecuación del campo escalar, todo encaja. Esto llevó a un escenario en el que todo nuestro Universo observable surgió de una única burbuja de vacío, separada de otras regiones inflacionarias por distancias inimaginablemente grandes.
INFLACIÓN CAÓTICA
En 1983, Andrei Linde hizo otro gran avance al desarrollar la teoría de la inflación caótica, que permitió explicar tanto la composición del Universo como la homogeneidad de la radiación cósmica de fondo de microondas. Durante la inflación, cualquier falta de homogeneidad previa en el campo escalar se amplía tanto que prácticamente desaparece. En la etapa final de la inflación, este campo comienza a oscilar rápidamente cerca del mínimo de su energía potencial. En este caso, nacen en abundancia partículas y fotones, que interactúan intensamente entre sí y alcanzan una temperatura de equilibrio. Entonces, al final de la inflación, tenemos un Universo plano y caliente, que luego se expande según el escenario del Big Bang. Este mecanismo explica por qué hoy observamos radiación cósmica de fondo de microondas con pequeñas fluctuaciones de temperatura, que pueden atribuirse a fluctuaciones cuánticas en la primera fase de la existencia del Universo. Así, la teoría de la inflación caótica resolvió el problema del horizonte sin asumir que antes del inicio de la expansión exponencial, el Universo embrionario se encontraba en un estado de equilibrio térmico.
Según el modelo de Linde, la distribución de materia y radiación en el espacio después de la inflación simplemente debe ser casi perfectamente homogénea, con la excepción de rastros de fluctuaciones cuánticas primarias. Estas fluctuaciones dieron lugar a fluctuaciones locales en la densidad, que eventualmente dieron lugar a cúmulos de galaxias y los vacíos cósmicos que los separan. Es muy importante que sin el “estiramiento” inflacionario las fluctuaciones serían demasiado débiles y no podrían convertirse en embriones de galaxias. En general, el mecanismo inflacionario tiene una creatividad cosmológica extremadamente poderosa y universal; si se quiere, aparece como un demiurgo universal. Por tanto, el título de este artículo no es en modo alguno una exageración.
En escalas del orden de centésimas del tamaño del Universo (ahora cientos de megaparsecs), su composición era y sigue siendo homogénea e isotrópica. Sin embargo, a escala de todo el cosmos, la homogeneidad desaparece. La inflación se detiene en un área y comienza en otra, y así hasta el infinito. Este es un proceso interminable que se reproduce a sí mismo y genera un conjunto ramificado de mundos: el Multiverso. Las mismas leyes físicas fundamentales pueden realizarse allí de diferentes formas; por ejemplo, las fuerzas intranucleares y la carga de un electrón en otros universos pueden resultar diferentes al nuestro. Esta fantástica imagen está siendo discutida actualmente con toda seriedad tanto por físicos como por cosmólogos.
LUCHA DE IDEAS
“Las ideas principales del escenario inflacionario se formularon hace tres décadas”, explica Andrei Linde, uno de los autores de la cosmología inflacionaria y profesor de la Universidad de Stanford. - Después de esto, la tarea principal fue desarrollar teorías realistas basadas en estas ideas, pero solo los criterios del realismo cambiaron más de una vez. En la década de 1980, la opinión dominante era que la inflación podía entenderse utilizando modelos Gran Unificados. Luego las esperanzas se desvanecieron y la inflación comenzó a interpretarse en el contexto de la teoría de la supergravedad y, más tarde, de la teoría de las supercuerdas. Sin embargo, este camino resultó muy difícil. En primer lugar, ambas teorías utilizan matemáticas extremadamente complejas y, en segundo lugar, están diseñadas de tal manera que es muy, muy difícil implementar un escenario inflacionario con su ayuda. Por lo tanto, el progreso aquí ha sido bastante lento. En el año 2000, tres científicos japoneses, con considerables dificultades, obtuvieron, en el marco de la teoría de la supergravedad, un modelo de inflación caótica que yo había ideado casi 20 años antes. Tres años más tarde, en Stanford hicimos un trabajo que mostró la posibilidad fundamental de construir modelos inflacionarios utilizando la teoría de supercuerdas y, sobre esta base, explicar la tetradimensionalidad de nuestro mundo. Específicamente, descubrimos que de esta manera podemos obtener un estado de vacío con una constante cosmológica positiva, que es necesaria para desencadenar la inflación. Nuestro enfoque fue desarrollado con éxito por otros científicos y esto contribuyó en gran medida al progreso de la cosmología. Ahora está claro que la teoría de supercuerdas permite la existencia de un número gigantesco de estados de vacío, dando lugar a la expansión exponencial del Universo.
Ahora deberíamos dar un paso más y comprender la estructura de nuestro Universo. Este trabajo está en marcha, pero tropieza con enormes dificultades técnicas y aún no está claro cuál será el resultado. Mis colegas y yo hemos estado trabajando durante los últimos dos años en una familia de modelos híbridos que dependen tanto de supercuerdas como de supergravedad. Hay avances, ya somos capaces de describir muchas cosas que realmente existen. Por ejemplo, estamos cerca de comprender por qué la densidad de energía del vacío es ahora tan baja, que es sólo tres veces mayor que la densidad de las partículas y la radiación. Pero tenemos que seguir adelante. Esperamos con interés los resultados de las observaciones del observatorio espacial Planck, que mide las características espectrales de la radiación cósmica de fondo de microondas con muy alta resolución. Es posible que las lecturas de sus instrumentos pongan bajo el quirófano clases enteras de modelos de inflación e impulsen el desarrollo de teorías alternativas”.
La cosmología inflacionaria cuenta con muchos logros notables. Ella predijo la geometría plana de nuestro Universo mucho antes de que los astrónomos y astrofísicos confirmaran este hecho. Hasta finales de la década de 1990, se creía que, teniendo en cuenta toda la materia del Universo, el valor numérico del parámetro Ω no supera 1/3. Fue necesario el descubrimiento de la energía oscura para que este valor fuera prácticamente igual a la unidad, como se desprende del escenario inflacionario. Se predijeron las fluctuaciones de temperatura de la radiación cósmica de fondo de microondas y se calculó previamente su espectro. Hay muchos ejemplos similares. Se han hecho repetidos intentos de refutar la teoría de la inflación, pero ninguno ha tenido éxito. Además, según Andrei Linde, en los últimos años ha surgido el concepto de una pluralidad de universos, cuya formación bien puede llamarse una revolución científica: “A pesar de su carácter incompleto, se está convirtiendo en parte de la cultura de una nueva generación de físicos y cosmólogos”.
ADEMÁS DE LA EVOLUCIÓN
"El paradigma inflacionario se aplica ahora en muchas variantes, entre las cuales no hay un líder reconocido", dice Alexander Vilenkin, director del Instituto de Cosmología de la Universidad de Tufts. - Hay muchos modelos, pero nadie sabe cuál es el correcto. Por lo tanto, no hablaría de ningún progreso espectacular logrado en los últimos años. Sí, y todavía hay bastantes dificultades. Por ejemplo, no está del todo claro cómo comparar las probabilidades de eventos predichos por un modelo particular. En un universo eterno, cualquier evento debe ocurrir innumerables veces. Entonces, para calcular probabilidades es necesario comparar infinitos, y esto es muy difícil. También está el problema no resuelto del inicio de la inflación. Lo más probable es que no pueda prescindir de él, pero aún no está claro cómo llegar a él. Y, sin embargo, el panorama inflacionario del mundo no tiene competidores serios. Yo la compararía con la teoría de Darwin, que al principio también tenía muchas inconsistencias. Sin embargo, nunca tuvo otra alternativa y al final se ganó el reconocimiento de los científicos. Me parece que el concepto de inflación cosmológica resolverá perfectamente todas las dificultades”.
Según la teoría de la inflación cósmica, el Universo primitivo comenzó a expandirse exponencialmente, inmediatamente después del Big Bang. Los cosmólogos propusieron esta teoría en 1981 para explicar varios asuntos importantes en cosmología.
Uno de esos problemas es el problema del horizonte. Supongamos por un momento que el Universo no se está expandiendo. Ahora imaginemos que en el Universo temprano se liberó un fotón y voló libremente hasta chocar con el Polo Norte de la Tierra. Ahora imagina que al mismo tiempo se liberó un fotón, esta vez en dirección opuesta al primero. debería haber golpeado Polo Sur Tierra.
¿Pueden dos fotones determinados intercambiar cualquier información que haya ocurrido durante su creación? Obviamente no. Porque el tiempo necesario para transferir datos de un fotón a otro, en este caso, serán dos edades del Universo. Los fotones están aislados. Están más allá del horizonte del otro.
Sin embargo, las observaciones indican que los fotones provenientes de direcciones opuestas interactuaron de alguna manera. Dado que la radiación cósmica de microondas de fondo tiene una temperatura casi idéntica en todos los puntos de nuestro cielo.
Este problema puede resolverse aceptando la suposición de que durante algún tiempo después del Big Bang, el Universo se expandió exponencialmente. Hasta este punto, es posible que el Universo haya tenido un contacto casual y una temperatura general equilibrada. Regiones que hoy están muy separadas estaban muy juntas en el Universo temprano. Esto explica por qué los fotones que vienen de diferentes direcciones casi siempre tienen la misma temperatura.
Un modelo sencillo para comprender la expansión del Universo es como inflar un globo. Para un observador situado a ambos lados de la pelota, puede parecerle que está en el centro de la expansión, ya que todos los puntos vecinos se alejan.
Cuando el globo está inflado, las distancias entre los objetos en la superficie del globo son aproximadamente e60 = 1026. Este es un número con veintiséis ceros. Trasciende los debates político-económicos normales sobre la inflación.
fluctuaciones cuánticas
Imaginemos que antes de inflar el globo, había una inscripción escrita en él. Tan pequeño que era ilegible. Inflar el globo hizo que el mensaje fuera legible. Esto significa que la inflación actúa como un microscopio que muestra lo que estaba escrito en la bola original.
De manera similar, podemos observar las fluctuaciones cuánticas que se crearon al comienzo de la inflación. La expansión del espacio durante la era de la inflación actúa como un enorme microscopio que revela fluctuaciones cuánticas. Esto deja huellas en la radiación cósmica de fondo de microondas (regiones más calientes y más frías) y en la expansión de las galaxias.
Cuando se utiliza la física clásica, la evolución del Universo inflacionario es homogénea: cada punto del espacio se desarrolla de manera idéntica. Sin embargo, la física cuántica introduce cierta incertidumbre en las condiciones iniciales de diferentes puntos del espacio.
Estas variaciones actúan como semillas para formar una estructura. Después de un período de inflación, cuando las fluctuaciones se vuelven más fuertes, la distribución de la materia diferirá ligeramente de un lugar a otro en el universo. La fuerza de gravedad forma regiones más densas, lo que conduce a la formación de galaxias.
