El modelo estándar del Big Bang nos proporciona una descripción física del Universo desde que éste tenía alrededor de una diezmilésima de segundo de forma consistente con todas las observaciones realizadas hasta la fecha. Sin embargo, dentro de esta imagen del Universo surgen espontáneamente cuestiones fundamentales acerca de las condiciones iniciales: el origen del alto grado de homogeneidad del universo a gran escala, el problema de la curvatura nula, el problema del horizonte, el rompecabezas de la constante cosmológica y la sutil asimetría entre la materia y la antimateria son las cuestiones principales que deja sin resolver el modelo estándar.
En un artículo ya legendario (Guth, A. H. 1981, Phys. Rev. D 23, 347), Alan Guth introdujo la idea de universo inflacionario o inflacionista: la expansión exponencial del universo en sus primeras fases en la que en unos meros 10-35 segundos el factor de escala del universo crecería al menos en un factor del orden de 1030 veces.
Inflación es un periodo de expansión acelerada que probablemente ocurrió en algún momento anterior a un picosegundo (10-12 s) en el que el universo creció en un factor de al menos 1030. En los modelos preferidos inflación empezó cerca de la escala de Gran Unificación (10-35 segundos, 1015 GeV ) y finalizó unos 10-30 s después del Big Bang. Nuestro universo observable (45 gigaaños-luz) partiría de una región 10-60 veces menor, es decir, unos meros 10-33 m. (Figura adaptada de Lineweaver 2003)
En la primavera de 1979 (mientras estaba en la Universidad de Cornell), Guth oyó una charla de Robert Dicke sobre el problema de la curvatura nula. Después de la charla Guth leyó algo de cosmología y el 6 de diciembre de 1979, tras la discusión con el físico de Harvard Sidney Coleman, la idea de inflación se fraguó en su mente (la fuente de la historia es Gribbin 1996; pero ver mejor Guth Allan H. 1997 para detalles contados en primera persona y Linde 2001 para las referencias técnicas del origen de la idea de inflación). Trabajó esa noche duro en casa y en las primeras horas de la mañana del 7 de diciembre llegó con la idea básica que fue rápidamente apreciada como algo importante. Un par de semanas más tarde y todavía aprendiendo algo de cosmología, leyó algo sobre el problema del horizonte y se dio cuenta de que su idea de inflación podía resolverlo también.
La
idea de inflación tenía un precedente en la -en aquel
entonces- Unión Soviética, un complicado modelo
desarrollado por Alexei Starobinsky (1979. JETP Lett. 30, 682,
1980 Phys. Lett. 91B, 99) en el Instituto de Física
teórica L.D. Landau de Moscú a finales de los setenta y
basado en una teoría cuántica de la gravedad que hizo
furor entre los cosmólogos soviéticos y que lo
denominaban "modelo Starobinsky de universo".
Desafortunadamente, debido al aislamiento de la antigua URSS, las
nuevas no salieron de ese país y entonces apareció la
versión de Guth, que era más sencilla de entender y
llevaba el añadido de una denominación, "inflación",
que caló rápidamente entre la comunidad de cosmólogos.
Sin
embargo el propio Guth (Guth A.H. & Weinberg E.J. 1983. Nucl.
Phys. B212 321) mostró que el modelo en el que se
basaba su idea no funcionaba y Stephen Hawking (Hawking, Moss &
Stewart 1982, Phys. Rev. D 26 2681) presentó un
artículo en un meeting celebrado en Moscú donde
apuntaba que efectivamente no iba a llevar a ningún lado,
aunque en el mismo meeting e improvisadamente Andrei
Linde presentó una versión mejorada que llamó
"nueva inflación" que salvaba las dificultades del
modelo de Guth. Irónicamente, Linde fue el traductor oficial
de la charla de Hawking y tuvo el embarazoso cometido de ofrecer los
contra argumentos a la propia exposición que traducía.
Pero Hawking se persuadió que finalmente el nuevo modelo
inflacionario podría funcionar y algunos meses más
tarde Linde publicaba el nuevo modelo (Linde A.D. (1982), Phys.
Lett. B 108, 389; 114B, 431 & 116B, 335,
340) . Dentro de un periodo de pocos meses, el nuevo escenario
inflacionario fue publicado también por Andreas Albrecht y
Paul Steinhardt
(1982, Phys. Rev. Lett. 48,1220) de la universidad de
Pennsylvania.
Con
el tiempo se han desarrollado numerosas versiones del escenario
inflacionario. No existe por tanto un modelo estándar para la
inflación. Los modelos más simples tienen como
mecanismo de expansión un campo
escalar (el inflatón) que
actuaba a modo de constante cosmológica
cuando el universo tenía unos 10-35
segundos de vida (la escala de energía
corresponde a unos 1016 GeV)
y llevó a un aumento del factor
de escala del universo en unos 30 órdenes de magnitud,
permitiendo resolver el problema de la
curvatura nula y el problema del
horizonte. El modelo de expansión de un universo
inflacionario dominado por la energía de
vacío se acerca mucho a un universo
de de Sitter donde la expansión es de tipo exponencial.
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En el modelo original de Guth, antes de que tuviera lugar la transición de fase donde se produjo la ruptura espontánea de la simetría de la interacción electrodébil y nuclear fuerte, el potencial V(f) del campo escalar f estaba situado en un mínimo. Sin embargo, a medida que el universo se enfriaba, el potencial evolucionaba con el tiempo de tal manera que el mínimo global se convertía en mínimo local creándose otro mínimo global. |
Variación del potencial V(f) con el tiempo a medida que se enfría el universo en el modelo original de Guth. |
El mínimo
local representa un estado denominado de falso vacío y
el nuevo mínimo global es verdadero vacío. En el
nuevo estado superenfriado, se crearon por efecto túnel (línea
discontinua en la figura) algunas regiones burbuja de
verdadero vacío dentro del estado general de falso
vacío
El
choque entre las burbujas crearía un recalentamiento del
universo de donde aparecería toda la radiación y
partículas elementales. Sin embargo, el propio Guth señalaría
que este modelo crearía un universo demasiado poco homogéneo
para ser compatible con las observaciones actuales.
Como solución aparecería la nueva inflación y los modelos posteriores. La diferencia principal con el modelo de Guth estriba en que la transición de fase es de segundo orden –del tipo de la que se produce a la temperatura de Curie cuando un material se vuelve ferromagnético– y que el potencial tiene una forma muy plana durante la transición (las transiciones de segundo orden son mucho más suaves que las de primer orden)
y la evolución del universo se compone de tres episodios separados
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La física de la inflación es especulativa por dos razones fundamentales
Sin embargo, todos los modelos tienen una características común: una curva de energía potencial casi plana que permite una expansión exponencial "superlumínica" (perfectamente consitente con la Relatividad General) y con una alta tasa de producción de entropía debida al recalentamiento del Universo (ver M.S. Turner 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7 y referencias aquí), por la creación de partículas que terminan decayendo en los fotones que podemos observar hoy en día como radiación de fondo.
Esas características comunes llevan a una serie de predicciones interesantes
1. Los modelos inflacionarios podrían no resolver definitivamente el problema de la curvatura nula ni el problema del horizonte [Turner M.S. & Widrow L.M., Phys.Rev.Lett. 57,2237 (1986); Jensen L. & Stein-Schabes J., Phys. Rev. D35,1146(1987): Starobinskki, A. A., JETP Lett. 37. 66 (1983)] y existen alternativas que también podrían resolver estos problemas (R.Durrer & J. Laukenmann, Class. Quant. Grav. 13, 1069 (1996)]
2. ¿Qué sentido tiene invocar propiedades ad hoc de un campo escalar que no ha sido observado para solucionar problemas con condiciones iniciales ad hoc del Big Bang estándar?. Una solución podría ser inflación caótica propuesta por Linde en 1983 (ver Linde 1994 y Linde 2001) . Sin embargo parece que aún se requiere un ajuste ad hoc excesivamente preciso (del orden de 1012) en el acoplamiento del inflatón consigo mismo y con otros campos [Steinhardt P.J. & Turner M.S Phys. Rev. D29,2162(1984)]
3. Existen modelos de inflación que pueden encajar dentro de un universo con densidad de materia menor que la densidad crítica (ver por ejemplo Bucher M., Goldhaber, A.S. & Turok N. 1995). Andrei Linde reconoce este grado de libertad de los escenarios inflacionarios (Kallosh, Koffman & Linde 2001). Alan Guth 2001 muestra que no existe un método riguroso para calcular la probabilidad relativa de los diferentes parámetros en una burbuja en expansión, con lo que no se puede decidir, por ejemplo, entre si es más probable la existencia de un universo plano o de baja densidad.
4. Inflación predice un tipo de espectro de potencias de las fluctuaciones de la radiación de fondo que parece compatible con las medidas de COBE y WMAP. Pero existen formas alternativas de producir un espectro de ese tipo, por ejemplo, defectos topológicos debidos a transiciones de fases tales como cuerdas cósmicas o texturas. ¿Pueden hacerse observaciones que distingan entre los diferentes modelos?. Esa sería la única manera de que el modelo inflacionario fuera falsable (más comentarios y referencias aquí).
5. No existe una teoría consistente (teoría cuántica de la gravedad) que ponga algo de luz en el origen de las fluctuaciones cuánticas que producen inflación en escalas sub-planckianas. Es decir, no puede ser clamado que inflación es una teoría robusta, como muchas veces se oye por ahí.
6. Inflación caótica se basa en un campo escalar (el inflatón) sencillo que no tiene ninguna motivación en la física de partículas subyacente (puesto que en principio no tiene nada que ver con el campo de Higgs), lo que es un paso atrás en la idea original de Guth de un modelo inspirado en física de partículas emergente.
Algunos
comentarios relevantes en Branderberger
1999 , Branderberger
2002 y Khoury,
Ovrut, Steinhardt & Turok 2001
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