El Universo inflacionario

5/9/2018 El Universo inflacionario - slidepdf.com

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EL UNIVERSO INFLACIONARIO

El modelo estándar del Big Bang nos indica que el Universo nació hace unos15.000 millones de años de una singularidad cosmológica en la cual latemperatura y la densidad eran infinitamente altas. Esto es algo que la Físicano lo puede aceptar con facilidad. Generalmente, para asumirlo es necesariopensar que las leyes conocidas de la Física no operaron en los instantes de lacreación. Por ello, la hipótesis del Big Bang se estructura funcionalmente unavez que cae la densidad del Universo por debajo de la de Planck, que es iguala unos 1094 g/cm3.

Ahora bien, al expandirse el Universo, se fue enfriando gradualmente. Por ello,uno de los remanentes del fuego primigenio cósmico que aún nos rodea, comoes la radiación cósmica de fondo, nos indica que la temperatura del Universoha decrecido, hasta ahora, a 2,7°K. Este fósil que llamamos radiación cósmicade fondo, se ha constituido en una de las evidencias de mayor peso paraviabilizar la teoría del Big Bang como preeminente en el campo de laCosmología, considerando, además, que esta teoría también explica laabundancia de hidrógeno, el helio y otros elementos en el Universo. Pero

cuando se estudia e investigan las aplicaciones de la teoría del Big Bang,empiezan a aflorar problemas harto complicados. Por ejemplo, la teoría



estándar del Big Bang, acoplada con la teoría moderna de partículaselementales, predice la existencia de un enjambre de partículas superpesadascon cargas magnéticas que son opuesta a aquellas que tienen sólo un polomagnético.

Estos monopolos magnéticos tendrían una masa del orden de 1016

la masa delprotón, o aproximadamente 0,00001 mg. Por otro lado, según la teoría estándardel Big Bang, los monopolos deberían haber surgido muy temprano en laevolución del Universo y ahora deberían ser tan abundantes como losprotones. Si fuera así, nuestro Universo tendría una densidad de unas 15 vecesmayor que la observable, que es aproximadamente 10-29 g/ cm3.

Tanto este problema de los monopolos como otros que describiremos, generanun verdadero puzzle para los físicos, que les ha obligado a estudiar con másdetención los supuestos básicos que dan origen a la teoría estándarcosmológica. Del análisis de ellos, se pueden extraer varias conclusiones que

no pueden dejar satisfechos a los estudiosos del Universo. Aquí vamos apuntualizar seis que aparecen como los más relevantes.

El primero de ellos, y quizás el más importante, tiene que ver con la existenciadel mismo Big Bang. De por sí, es un tema cosmológico que acarrea una seriede interrogantes, como " ¿Qué hubo antes?" Si entonces el tiempo y el espaciono existían, ¿cómo pudo aparecer todo de la nada? ¿Qué surgió primero: elUniverso o las leyes que determinan su evolución?. Todas estas preguntasterminan respondiéndose como producto de una singularidad, lo querepresenta el problema más importante de la Cosmología moderna.

Otro de los problemas al que se enfrentan los físicos, es el de la planitud delespacio. Según la Relatividad General, el espacio debería ser bastante curvo,con un radio de curvatura típica del orden de la longitud de Planck, 10-33 cm.Sin embargo, en nuestros telescopios, el Universo aparece plano en una escalapromedio de 1028 cm, que corresponde al radio de la parte observable delcosmos. Este resultado de las observaciones difiere de las prediccionesteóricas en una magnitud del orden de 60 veces.

El tercer punto conflictivo es también producto de una discrepancia entre lateoría y las observaciones, y tiene que ver con el tamaño del Universo. El

análisis cosmológico que se ha efectuado sobre las observaciones de nuestragalaxia y las satélites, concluye que esta parte del Universo contiene al menos1088 partículas elementales, lo que no se compatibiliza con el tamaño estimadodel Cosmos.

Si se considera un Universo inicial tipo dado por la longitud y la densidad dePlanck y se aplica la teoría estándar del Big Bang, es factible estimar lacantidad de partículas elementales que debería abarcar nuestro Cosmos. Elresultado al cual se llega es bastante sorprendente: no más de 10 partículaselementales cabrían en todo el Universo. Otras estimaciones le asignanarbitrariamente 1029. Lo concreto es que, nos guste o no nos guste, aquí hay un

problema teórico por resolver.



Un cuarto problema, que preocupa a los cosmólogos, y que presenta losfundamentos teóricos del modelo estándar del Big Bang, es la predicción de laexpansión uniforme y simultánea de todas las partes del Universo. ¿Cómo sepudo sincronizar en su expansión inicial las distintas partes del Cosmos? ¿Bajoel imperio de qué ley física se generó esa expansión tan precisa? ¿Alguien dio

la orden?

En quinto lugar se encuentra la distribución de la materia en el universo. Lasobservaciones del espacio profundo distinguen una distribución notablementeuniforme. En distancias superiores a 10.000 millones de al (años luz), ladistribución de la materia aparece de una homogeneidad increíble, menos de

una parte en 10.000. Este fue un problema que, por mucho tiempo, nadie sepodía explicar el por qué el Universo es tan homogéneo. Pero los físicos no



solamente se caracterizan por ser seres humanos con muchas ideas, sino quetambién tienen principios.

La piedra angular de la Cosmología estándar es el «principio cosmológico»,que afirma que el Universo debe ser homogéneo. Sin embargo, aunque a

muchos no les guste, el hecho de asumirlo como una ritualización no ayudamucho, ya que el Universo incorpora desviaciones importantes de lahomogeneidad, como son las estrellas, galaxias y otras aglomeraciones demateria. Aparece la necesidad de explicaciones satisfactorias de por qué elUniverso es tan uniforme sobre grandes escalas y, al mismo tiempo, sugeriralgún mecanismo convincente de cómo se generan las galaxias.

Finalmente, tenemos el problema de la singularidad. Albert Einstein interpretamagistralmente su esencia cuando dice: «Lo que realmente me interesa es siDios tenía alguna opción en la creación del Universo» En verdad, si loscambios de las leyes física hubiese sido una constante de la naturaleza, el

Universo se habría desarrollado de una manera muy distinta. Un ejemplo deello lo constituye la teoría de las supercuerdas, que asume que en el principioel Universo tenía más de cuatro dimensiones (tres espaciales más el tiempo).

Para poder compatibilizar esta teoría con el mundo físico en el cualcohabitamos, los teóricos supercuerdistas han propugnado que lasdimensiones suplementarias se encontraban «compactificadas» o encogidasdentro de un diminuto ovillo cuando se inicia el Cosmos. Claro está que esacompactificación solamente es realizable bajo un marco tetradimensional.Entonces, surge la pregunta: ¿y por qué no en uno tridimensional obidimensional?. No hay respuesta.

Tanto como para los problemas que hemos descrito, más algunos otros que nohemos mencionado, su clarificación es relevante para el trabajo de los físicoscosmólogos. Podrían quedar resueltos si finalmente los estudios einvestigaciones llegan a concluir, de manera contundente, que el Universo tuvola existencia de una época previa de evolución cósmica, llamada inflación. Lacaracterística distintiva de esa época bastante breve, pero decisiva, es que elespacio del Universo experimenta una expansión inmensa, muchísimo mayorque la subsiguiente expansión, que es mucho más lenta.

La era del Universo inflacionario se extiende, quizá, desde los primeros 10-

35segundos hasta los 10-33, bastante antes del primer nanosegundo. Resultacasi inconcebible que algo que dura tan poco y que pasa al principio mismo dela historia térmica del Universo, pueda resolver los problemas de la isotropía, elespacio plano y la ausencia de monopolos. Pero, curiosamente, la existenciade una era inflacionaria muy primitiva permite todo eso, y algo más.

La historia del descubrimiento teórico del Universo inflacionario empiezaprimero en Rusia y más tarde en EE.UU., con los trabajos de reconocidaspersonalidades científicas, quienes a través del desarrollo de las primerashipótesis dieron la base de su fundación. En el otoño de 1979. Alexei A.

Starobinsky, del Instituto Landau de física teórica en Moscú, desarrolló laprimera versión viable de la teoría inflacionaria. Por entonces, el modelo de



Starobinsky causó sensación entre los astrofísicos rusos, y durante dos añosfue motivo de discusión en la mayoría de los encuentros de cosmólogos. Sinembargo, se trataba de un modelo bastante complicado, ya que sefundamentaba sobre la premisa de anomalías de la gravedad cuántica, pero nodecía prácticamente nada sobre cómo podría haber empezado la inflación

cósmica.

Paralelamente a los trabajos de Starobinsky, Alan Guth y Henry Tye, dos jóvenes físicos teóricos de la Universidad de Cornell, se pusieron a estudiar elproblema de la ausencia cosmológica de los monopolos magnéticos. Guth,como muchos físicos de partículas, estaba trabajando sobre la idea de que laseparación de la fuerza fuerte de la electrodébil al final de la era GUT -unproceso conocido como transición de fase- podía ser similar al cambio del aguaen hielo.

Su primera suposición la extrajo de una idea que ya había sido planteada en elaño 1972, en el Instituto de Física de Moscú P.N. Lebedev, por los físicos rusos

Andrei Linde y David A. Kirzhnits. Consistía en que la transición de fase debió



tener lugar tan pronto corno el Universo se enfrió a una temperatura crítica, delmismo modo que el agua se congela generalmente a cero grados Celsius.

Pero, mientras trabajaba en el problema, Guth recordó el fenómeno llamadosuperenfriamiento: si el agua es enfriada muy rápidamente, puede permanecer

líquida muy por debajo de su temperatura normal de congelación, para luegocongelarse de pronto de inmediato. Empezó a especular sobre los efectos delUniverso primitivo si la transición de fase entre las fuerzas fuerte y electrodébilse producía tan sólo tras una significativa cantidad de superenfriamiento.

Cuando Guth meditaba sobre sus ideas se formuló por vez primera la preguntaclave: ¿Cómo afectaría esta fase de superenfriamiento a la evolución delUniverso? Descubrió que la respuesta era que, antes del Big Bang caliente, elUniverso había pasado por una fase «inflacionaria», un período en que elespacio se expandió a rapidez exponencial.

En el modelo del Big Bang, el espacio del Universo también se expande, pero aun ritmo mucho más lento. Para Guth, el Universo, el superenfriamiento y lainflación estaban lógicamente relacionados. Pero introducir aquella extrañafase inflacionaria le parecía, de momento, una idea estrambótica, y que sóloexplicaba la ausencia de monopolos.

Pero, por suerte, Guth recordó una exposición que había dictado en laprimavera de 1979 en la Universidad de Cornell, durante una visita, el físico dePrinceton, Robert Dicke. Dicke había hablado de los trabajos realizados por ély P. James E. Peebles (la misma pareja que se vio implicada en eldescubrimiento de la radiación cósmica de fondo), en los que se confirmabaque el carácter plano del espacio no tenía explicación en el modelo del BigBang. Habían calculado exactamente lo plano que debía haber sido el Cosmosprimitivo. Un segundo después del momento de la creación, la densidad delUniverso era igual a una parte en mil billones del valor crítico.

En noviembre de 1979, Guth comprendió que su nueva idea de la inflaciónresolvía este problema. Simplemente con suponer que había existido una erainflacionaria, se deducía un valor de W = 1, es decir, un espacio plano, con loque la «delicada armonización» de condiciones resultaba innecesaria. Esteresultado sorprendente hacía más atractiva la hipótesis de la inflación. Pero

Guth aún no había oído mencionar el problema de la isotropía-casualidad o dehorizonte..

El jueves 6 de diciembre de 1979, en el transcurso de una larga conversacióncon un visitante del Stanford Center sobre un artículo de Anthony Zee quehablaba del problema de la casualidad o de horizonte, surgió la idea de crearmateria a partir de bosones X. El superenfriamiento en la bola de fuegocósmico proporcionaba una explicación perfecta para el enigma del universoplano.

Pasó entonces a determinar los detalles básicos elaborando un modelo

cosmológico completo a partir de la GUT SU(5), modelo que admitía laexistencia de una época inflacionaria previa al Big Bang. Terminó su artículo a



finales del verano de 1980 y lo publicó en 1981. Nació así la idea del Universoinflacionario, la primera idea realmente innovadora en el campo de laCosmología en varias décadas. Lo curioso es que Guth halló la solución (la eraUniverso Inflacionario) antes de saber los problemas que resolvía.

Guth La versión de Guth del Cosmos naciente era revolucionaria: a los 10-35 segundos, mientras el aún diminuto Universo se enfriaba más allá de la

temperatura a la que las fuerzas fuerte y electrodébil deberían separarse, pasóa un estado superenfriado. Esto creó una condición peculiar conocida como



falso vacío, donde, según las ecuaciones de campo de la relatividad general, lagravedad empuja la materia apartándola en vez de atraerla.

En el lapso de aproximadamente 10-32 segundos, la repulsión gravitatoria hizoque el Universo doblara de tamaño 150 veces. Mucho más pequeño que un

protón al inicio de su inflación, el Cosmos se hinchó hasta un diámetro deaproximadamente diez centímetros. Un grano de arena hinchándose en unaproporción similar hubiera crecido hasta un tamaño mucho más allá que elUniverso visible.

Para entender mejor las ideas que plantea la inflación sobre la problemática dehorizonte o casualidad, imaginémonos el espacio del Universo como una líneaunidimensional en vez del Universo real de dimensiones tridimensionales (quees difícil de imaginar). En otras palabras, pensemos en una línea infinita paraun universo «abierto» o un círculo para uno «cerrado».

Para delimitar claramente las cosas, supongamos que el Universo estácerrado, de modo que su espacio es un círculo. Luego, la expansión delUniverso vendrá representada por el radio del círculo creciendo y el círculoestirándose como una goma de mascar perfectamente elástica.

Imaginemos después que a lo largo de este espacio unidimensional puedenpropagarse ondas de luz como pequeñas vibraciones elásticas. Lacaracterística física más importante de una onda de luz es la de ser el mediomás rápido de enviar una señal energética de un punto a otro del espaciovacío. Así pues, los rayos de luz determinarán si un fenómeno puede influircasualmente en otro: un rayo de luz consecuencia del primer fenómeno debepoder llegar al segundo.

Imaginemos luego que el círculo se expande. El radio del círculo puedeexpandirse con la rapidez que queramos; no tiene por límite la velocidad de laluz, porque su expansión no transporta ninguna energía. Por ejemplo, en elmodelo estándar del Big Bang, el radio del Universo crece a más velocidad quela de la luz; de hecho, crece en un exponente del tiempo transcurrido.

Si en este espacio en expansión tiene lugar un fenómeno físico en un instantede tiempo, podemos suponer que como consecuencia de ese fenómeno hay

emisión de rayos de luz en todas las direcciones espaciales. Si se produce unsegundo fenómeno en algún otro lugar del espacio antes que un rayo de luz delprimero haya llegado a él, el segundo fenómeno estará «causalmentedesconectado del primero»: no hay forma de que el primer fenómeno puedahaber influido en el segundo. Luego, en el futuro, los rayos de luz de cada unode los dos fenómenos podrían llegar al emplazamiento del otro, y entrar encontacto así por primera vez.

Esto es lo que sucede en el modelo estándar del Big Bang. Muchas regionesdel firmamento que ahora vemos desde nuestra galaxia corresponden aacontecimientos que estaban causalmente desconectados de nosotros (y entre

sí) en el Universo primitivo. Imaginemos que en el Universo primitivo, cuandosu radio era muy pequeño, hubiese dos pequeñas fluctuaciones que acabasen



convirtiéndose en galaxias. Supongamos que estas dos fluctuacionesestuviesen exactamente correlacionadas, de modo en que en épocasposteriores, cuando entrasen en contacto causal, las dos galaxias podríanparecer la misma.

Esta es la «delicada armonización» del Universo inicial con el propósito deexplicar acontecimientos posteriores. Pero supongamos que hubiésemosdispuesto de un modo distinto las condiciones iniciales de forma tal que unfenómeno fuese una pequeña fluctuación pero el otro no fuese nada enabsoluto.

No hay duda de que podemos hacer eso, dado que ambos fenómenos no estánconectados causalmente de ningún modo. Así pues, esa condición inicialpodría dar como resultado un Universo actual en que una gran región delfirmamento no tuviera ninguna galaxia, es decir, un Universo sumamente

anisótropo. El hecho de que en el modelo estándar el Universo actualmenteobservado conste de incontables millones de regiones que estuvierondesconectadas casualmente en las primeras etapas de la gran explosión y



fueron, en consecuencia, independientes entre sí, y que son hoy muyparecidas, y están, en consecuencia, aparentemente correlacionadas, es lo quese llama el enigma de la isotropía y el problema de horizonte.

Teóricamente, las conclusiones primarias de Guth proporcionaban respuestas

lógicas a algunas de las irritantes cuestiones que describimos del modeloestándar. Sus ideas se basaban en que dentro de la diminuta semilla cósmica,había tiempo para que la energía se distribuyera uniformemente por todaspartes. Luego, el espacio se hinchó exponencialmente, a una velocidad muchomayor que la visionada por el modelo estándar.

Este crecimiento se hubiera visto limitado por la velocidad de la luz si la materiase hubiera estado moviendo a través del espacio, pero la expansión del propioespacio, como ya lo señalamos, no se halla bajo esa constricción. Separadaspor la inflación a muchas veces la velocidad de la luz, las regiones antesadyacentes nunca volvieron a estar en comunicación.

Aquí aparece una de las premisas primordiales de la inflación: diluye elUniverso. Toda partícula cuántica específica producida antes de la inflación odurante ella desaparecería con la expansión: la inflación limpia la casa delUniverso.

Casi tan pronto como hubo terminado sus cálculos, Guth vio una importantedebilidad en su modelo. La transición de un estado superenfriado no debióproducirse simultáneamente por todo el espacio sino en diferentes momentos yen distintos lugares.

El resultado debió ser un Universo con muchas burbujas de espaciotiempo,cada una de ellas con diferentes leyes físicas causadas por las distintas formasen que se produjo la transición de fase dentro de ellas. Las burbujas debieronde formar aglomeraciones, como enormes racimos de uva. Los límites entre lasburbujas en un racimo debieron de ser claramente detectables. Pero esto,definitivamente, no es lo que ven los astrónomos cuando observan el cielo.

Guth trabajó en su teoría durante meses; luego decidió publicarla con laesperanza de que otros científicos fueran capaces de resolver el problema delas burbujas. Su deseo le fue concedido muy pronto. Andrei Linde, un joven

físico de altas energías en el Instituto Lebedev en Moscú, y de modoindependiente Andreas Albrecht y Paul Steinhard, de la Universidad dePensilvania, descubrieron que habían otros modelos de teoría de campos queenlazaban mejor con la idea inflacionaria para un Universo primigenio.

Linde creyó ver una conexión entre la teoría de Guth y su propio trabajo sobreel mecanismo de Higgs. Se lanzó al esfuerzo del rescate, pero durante meseshizo pocos progresos. Más tarde recordó que su frustración le hizo sentirsefísicamente enfermo. «No podía ver ninguna forma de mejorar la situación, y nopodía creer que Dios pasara por alto una posibilidad tan buena de simplificar lacreación del Universo.» El verano de 1981 trajo consigo un gran avance. Linde

halló que si las transiciones de fase en las diferentes partes del espaciotiempo



habían ocurrido un poco más gradualmente que en la teoría de Guth, elresultado sería un Universo libre de burbujas y de límites.

Andrei Linde

En el modelo de Linde, los detalles de la transición de fase aún varían de

región en región, pero el resultado es un entramado uniforme de célulasadyacentes de espaciotiempo, denominadas dominios. Cada uno se debiódesarrollar de forma independiente, creciendo mucho más que una galaxia denuestros días al final de la era inflacionaria. Lo que ahora es el Universo visible,entonces de sólo diez centímetros de diámetro, se hubiera vistoempequeñecido dentro de un único dominio.

Después de miles de millones de años de expansión, los límites del dominioestarían mucho más allá del alcance de cualquier observación. NuestroUniverso, con sus incontables miles de millones de galaxias que se extiendenpor una esfera de diámetro igual a treinta mil millones de años luz, es sólo una

milcuatrillonésima parte de un dominio, y ese dominio es sólo uno entre unnúmero incontable. Desde entonces, los físicos han inventado varios modelos



más de teoría de campos basados en las GUT's y en las ideas de lasupersimetría, todo con el propósito de perfeccionar el esquema inflacionario yderivarlo de unos primeros principios. Muchos teóricos están convencidos deque el Universo inflacionario, desde los primeros 10-35 segundos hastaaproximadamente los 10-33 segundos, es una condición lógica de las teorías de

campos. La idea del Universo inflacionario es el principal vástago del enlace dela Cosmología con la teoría del campo cuántico.

En abril de 1982, Andreas Albrecht y Paul J. Steinhard, de la Universidad dePensylvania, publicaron conclusiones similares a las de Linde basadas entrabajos independientes. Aunque el nuevo modelo inflacionario ha ganadocredibilidad, sin embargo, en el transcurso del tiempo ha venido sufriendosignificativas modificaciones.

El propio Linde, en el año 1983, propuso otro modelo que eliminacompletamente el superenfriamiento y la transición de fase, remplazándolos

por fenómenos más tempranos que producían efectos similares. Para Linde lainflación es un rasgo inherente a muchas teorías de partículas elementales,incluyendo el modelo simple de campos escalares.

En el modelo de Linde se elimina la necesidad de los efectos caóticos de unagravedad cuántica; de la necesidad de una transición de fase; de unsuperenfriamiento, o el imperativo del modelo estándar de un origensupercaliente del Cosmos. Sólo se considera todas las clases posibles yvalores de los campos escalares del Universo primigenio, procediéndose luegoa seleccionar a aquellos que conducen a la inflación.

En aquellos lugares donde la inflación no ocurre, los campos permanecenpequeños. Por su parte, en aquellos sitios donde concurre la inflación se dauna gran exponencialidad que domina el volumen total del Universo, ya que loscampos escalares pueden tomar valores arbitrarios en el Uuniverso primitivo,dando cabida a lo que se suele llamar inflación caótica.

Esta hipótesis y otras se han convertido en objeto de continuo debate. Lacontroversia, sin embargo, se ha centrado en el mecanismo de la inflación;quedan pocas dudas acerca de que la expansión exponencial durante el BigBang creó el Cosmos tal como lo vemos hoy en día, así como un Universo

inconmensurablemente grande que probablemente nunca lleguemos a ver ensu real magnitud.

Javier de Lucas

El Universo inflacionario

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