Modelo Inflacionario del Universo

El modelo inflacionario del Universo  ( del lat.  inflatio  "hinchazón") es una hipótesis sobre el estado físico y la ley de expansión del Universo en la etapa inicial del Big Bang (a temperaturas superiores a 10 28 K ), asumiendo un período de Expansión acelerada en comparación con el modelo estándar del Universo caliente .

La primera versión de la teoría fue propuesta en 1981 por Alan Gut , pero los astrofísicos soviéticos Aleksey Starobinsky , Andrey Linde [1] [2] , Vyacheslav Mukhanov y varios otros hicieron una contribución clave a su creación .

Desventajas del Modelo de Universo Caliente

El Modelo Estándar del Universo caliente asume un grado muy alto de homogeneidad e isotropía del Universo. En el intervalo de tiempo desde la época de Planck ( seg, g/cm³) hasta la época de recombinación, su comportamiento está determinado por la ecuación de estado cercana a la siguiente:

donde  es la presión y  es la densidad de energía. El factor de escala cambió durante el intervalo de tiempo especificado de acuerdo con la ley y luego, hasta el momento presente, de acuerdo con la ley correspondiente a la ecuación de estado :

donde  es la densidad media del Universo .

La desventaja de este modelo son los requisitos extremadamente altos para la homogeneidad y la isotropía del estado inicial, cuya desviación conduce a una serie de problemas.

El problema de la homogeneidad e isotropía a gran escala del Universo

El tamaño de la región observable del Universo coincide en orden de magnitud con la distancia de Hubble cm (donde H  es la constante de Hubble ), es decir, debido a la finitud de la velocidad de la luz y la finitud de la edad del Universo, solo las regiones (y los objetos y partículas ubicados en ellas) que ahora están separadas entre sí pueden observarse a distancia . Sin embargo, durante la era de Planck del Big Bang , la distancia entre estas partículas era:

y el tamaño del área causalmente conectada (horizonte) fue determinado por la distancia:

(Tiempo de Planck ( seg), es decir, el volumen contenía ~ 10 90 de tales áreas de Planck, la relación causal (interacción) entre las cuales estaba ausente . La identidad de las condiciones iniciales en tal número de áreas causalmente no relacionadas parece extremadamente improbable. En Además, en eras posteriores no se elimina el problema del Big Bang de la identidad de las condiciones iniciales en áreas causalmente no relacionadas: por ejemplo, en la era de la recombinación, los fotones ahora observados del fondo cósmico de microondas que nos llegan desde direcciones cercanas (diferentes por segundos de arco) debería haber interactuado con las regiones del plasma primario , entre las cuales, de acuerdo con el modelo estándar del Universo caliente , no tuvieron tiempo de establecer una relación causal durante todo el tiempo de su existencia . Por lo tanto, uno esperaría un significativo anisotropía de la radiación de fondo de microondas cósmica , sin embargo, las observaciones muestran que es altamente isotrópica (las desviaciones no exceden ~ 10-4 ).

El problema del universo plano

Según los datos de observación, la densidad promedio del Universo está cerca de la llamada. densidad crítica , en la que la curvatura del espacio del Universo es igual a cero. Sin embargo, según los datos calculados, la desviación de densidad de la densidad crítica debería aumentar con el tiempo, y para explicar la curvatura espacial observada del Universo en el marco del modelo estándar del Universo caliente , es necesario postular la desviación de densidad en la época de Planck de no más de 10 −60 .

El problema de la estructura a gran escala del universo

La distribución a gran escala de la materia en el Universo es una jerarquía de " Supercúmulos de galaxias  - cúmulos de galaxias  - galaxias ". Sin embargo, para la formación de una estructura de este tipo a partir de pequeñas fluctuaciones de densidad primarias, se requiere cierta amplitud y forma del espectro de perturbaciones primarias. Estos parámetros también tienen que ser postulados en el marco del modelo estándar del Universo caliente .

Expansión inflacionaria en las primeras etapas de la evolución del universo

Se supone que en el período de 10 −42 segundos a 10 −36 segundos el Universo estaba en la etapa inflacionaria de su desarrollo. La característica principal de esta etapa es la presión negativa máximamente fuerte de la materia, lo que conduce a un aumento exponencial en la energía cinética del Universo y su tamaño en muchos órdenes de magnitud [3] . Durante el período de inflación, las dimensiones lineales del Universo han aumentado al menos 10 26 veces, y su volumen ha aumentado al menos 10 78 veces.

El modelo inflacionario asume el reemplazo de la ley de potencia de expansión con una ley exponencial:

donde  es la constante de Hubble de la etapa inflacionaria, que generalmente depende del tiempo.

El valor de la constante de Hubble en la etapa de inflación es 10 42 seg −1 > H > 10 36 seg −1 , es decir, es gigantescamente mayor que su valor moderno. Tal ley de expansión puede ser proporcionada por estados de campos físicos (" campo de inflación ") correspondientes a la ecuación de estado , es decir, presión negativa; esta etapa se llama inflacionaria ( del lat. inflatio  - inflación), ya que a pesar del aumento en el factor de escala , la densidad de energía permanece constante.  

La ley de conservación de la energía no se viola debido a que la energía gravitatoria negativa en la fase de expansión inflacionaria siempre permanece exactamente igual a la energía positiva de la materia del Universo, de modo que la energía total del Universo permanece igual a cero [4] .

En el curso de una mayor expansión, la energía del campo que causa la etapa inflacionaria de la expansión se convierte en la energía de las partículas ordinarias [5] : la mayoría de los modelos inflacionarios asocian tal transformación con la ruptura de la simetría que conduce a la formación de bariones . La materia y la radiación adquieren una temperatura elevada y el Universo entra en un régimen de expansión dominado por la radiación .

Resolviendo los problemas del modelo de universo caliente en el marco del modelo inflacionario

• Debido a las tasas extremadamente altas de expansión en la etapa inflacionaria, se resuelve el problema de la uniformidad e isotropía a gran escala del Universo: todo el volumen observable del Universo es el resultado de la expansión de una sola región causalmente conectada del pre -época inflacionaria.
• En la etapa inflacionaria, el radio de curvatura espacial aumenta tanto que el valor actual de la densidad automáticamente resulta estar muy cerca del crítico , es decir, se resuelve el problema de un Universo plano.
• En el curso de la expansión inflacionaria, las fluctuaciones de densidad deberían ocurrir con tal amplitud y forma de espectro (el llamado espectro plano de perturbaciones) que, como resultado, es posible el desarrollo posterior de fluctuaciones en la estructura observable del Universo mientras se mantiene homogeneidad e isotropía a gran escala, es decir, se resuelve el problema de la estructura a gran escala del Universo.

Críticas al modelo inflacionario

El modelo de inflación cósmica es bastante exitoso, pero no es necesario para la consideración de la cosmología. Tiene oponentes, incluido Roger Penrose , así como uno de sus desarrolladores y ex partidario Paul Steinhardt . Los argumentos de los opositores se reducen a que las soluciones que ofrece el modelo inflacionario son sólo "barrer la basura debajo de la alfombra". Por ejemplo, esta teoría no ofrece ninguna justificación fundamental de que las perturbaciones de densidad en la etapa preinflacionaria deban ser tan pequeñas como para que surja un grado observable de homogeneidad después de la inflación. La situación es similar con la curvatura espacial: disminuye mucho durante la inflación, pero nada impidió que fuera tan importante antes de la inflación que todavía se manifiesta en la etapa actual del desarrollo del Universo. Todas estas dificultades se denominan " problemas de valor inicial ". Además, aún no se han detectado las ondas gravitacionales reliquia predichas por la teoría de la inflación y que sirven como fuente adicional de puntos calientes y fríos de radiación reliquia [6] .

Ondas gravitacionales CMB y polarización CMB

Del modelo inflacionario se deduce que debe haber ondas gravitacionales reliquia (primarias) de todas las longitudes hasta una enorme, igual al tamaño del Universo en su estado actual. La cuestión de su existencia puede resolverse sin ambigüedades por las características de la polarización de la radiación reliquia. Si se descubren, el modelo inflacionario se confirmará finalmente [7] :50 .

En 2014, se obtuvo evidencia indirecta del modelo inflacionario: la polarización de la radiación de fondo cósmico de microondas, que podría ser causada por ondas gravitacionales primarias [8] . Sin embargo, un análisis posterior (publicado el 19 de septiembre de 2014) realizado por otro grupo de investigadores utilizando datos del observatorio Planck mostró que el resultado puede atribuirse completamente al polvo galáctico . .

A partir de 2019, no se han detectado ondas de gravedad reliquias y el modelo inflacionario sigue siendo una buena hipótesis [7] :50 .

La inflación en las últimas etapas de la evolución del universo

Las observaciones de supernovas de tipo Ia , realizadas en 1998  como parte del Proyecto de Cosmología de Supernovas , mostraron que la constante de Hubble cambia con el tiempo de tal manera (aceleración de la expansión en el tiempo), lo que da motivos para hablar de la naturaleza inflacionaria de la expansión. del Universo en la etapa actual de su evolución. El misterioso factor que puede causar este comportamiento se llama energía oscura . La expansión acelerada del Universo en la etapa actual comenzó hace 6-7 mil millones de años. En la actualidad, el Universo se está expandiendo de tal manera que las distancias en él se duplican en 10 mil millones de años, y en el futuro predecible[ aclarar ] este ritmo cambiará un poco [7] :48 .

Perspectivas científicas

Según el astrofísico estadounidense Lawrence Krauss , la verificación del modelo inflacionario del Universo será posible después de medir el perfil (firma) de las ondas gravitatorias inflacionarias , lo que acercará significativamente la investigación a la época del Big Bang y resolverá otros problemas apremiantes de física teórica y cosmología [9] .

Véase también

• Problemas no resueltos de la física moderna
• Velocidad variable de la luz

Notas

1. ↑ Modelo de universo inflacionario . Consultado el 7 de junio de 2014. Archivado desde el original el 15 de julio de 2014. (indefinido)
2. ↑ Alexey Ponyatov Efectos cuánticos en la escala del Universo Copia de archivo del 20 de agosto de 2016 en Wayback Machine // Science and Life . - 2013. - Nº 7
3. ↑ Sazhin, 2002 , pág. 38.
4. ↑ Hawking S. Una breve historia del tiempo. - San Petersburgo, Ánfora, 2001. - ISBN 5-94278-091-9  - p. 181-182
5. ↑ Sazhin, 2002 , pág. 39.
6. ↑ Anna Iyas, Abraham Loeb, Paul Steinhard ¿Hubo inflación? // En el mundo de la ciencia . - 2017. - No. 4. - P. 36 - 43. - URL: https://sciam.ru/articles/details/byla-li-inflyacziya Copia de archivo del 23 de abril de 2017 en Wayback Machine
7. ↑ 1 2 3 Valéry Rubakov . Universo conocido y desconocido  // Ciencia y vida . - 2019. - Nº 11 . - S. 46-50 . (Ruso)
8. ↑ Elements Science News: El experimento BICEP2 confirma la predicción clave de la teoría de la inflación cósmica . Fecha de acceso: 9 de febrero de 2015. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2015. (indefinido)
9. ↑ Krauss, 2018 , pág. 399-397.

Literatura

• Sazhin M. V. Cosmología moderna en presentación popular. — M. : Editorial URSS, 2002. — 240 p. — ISBN 5-354-00012-2 .
• Lawrence Krauss . ¿Por qué existimos? La mejor historia jamás contada = Krauss. La historia más grande jamás contada - Hasta ahora: ¿Por qué estamos aquí?. - M. : Alpina No ficción, 2018. - ISBN 978-5-91671-948-2 .

Enlaces

• Etapa inflacionaria de expansión del Universo . Fecha de acceso: 23 de enero de 2014. Archivado desde el original el 16 de agosto de 2013. (indefinido)
• Postnov K.A. Conferencias sobre astrofísica general para físicos
• Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). “Modelos de física de partículas de la inflación y la perturbación de la densidad cosmológica”. Informes de física . 314 (1-2): 1-146. arXiv : hep-ph/9807278 . Código Bib : 1999PhR...314....1L . DOI : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 .
• Linde, Andrei (2006). "Inflación y cosmología de cuerdas". Suplemento Progreso de la Física Teórica . 163 : 295-322. arXiv : hep-th/0503195 . Código Bib : 2006PThPS.163..295L . DOI : 10.1143/PTPS.163.295 .

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