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TEORÍA INFLACIONARIA Merece ser reconocida como la tercera revolución intelectual importante que tuvo lugar en el ámbito de la Cosmología: en primer lugar, Galileo y Newton, quienes demostraron que la física terrestre y la celeste son la misma cosa; siguió Einstein, cuya teoría de la relatividad general describía el Universo en expansión; y finalmente, la inflación, que relaciona la astrofísica (la ciencia de lo increíblemente grande) y la física cuántica (la ciencia de lo increíblemente pequeño), ciencias que en apariencia no guardan relación. La inflación es un concepto extremadamente poderoso, y explica las 3 cuestiones principales de la cosmología: 1a. La paradoja de un Universo temprano increíblemente uniforme, según lo revela la
suavidad de la radiación cósmica de fondo, y la evidente desigualdad del Universo actual.
2a. Explica la ausencia de monopolos magnéticos y demás posibles reliquias del Universo primitivo, la ausencia de rotación del Universo, el carácter plano del espacio, su homogeneidad y hasta por qué la constante cosmológica de Einstein no era completamente errónea.
3a. Explica el motivo por el cual el Universo está expandiéndose. Además, el Universo es muchísimo más grande de lo que nunca nadie había supuesto.
Vamos a dar respuestas a estas: A los 10-35 segundos tras el instante de la creación la totalidad de la masa y la radiación potenciales de nuestra parte del Universo estuvo sumida en una "sopa" primigenia de energía, parcelada dentro de una diminuta región del tamaño de una billonésima (10 -12) de protón (alrededor de 10-25 cm). Todo estaba conectado con, y era equivalente, a todo lo demás (la homogeneidad primigenia). Entonces experimentó este una erupción de espacio incomprensiblemente rápida, de modo que a los 10-32 segundos se había expandido, al menos, 10 metros. Cuando la inflación terminó, esa región procedió a expandirse al ritmo mucho más pausado característico del Big Bang, hasta adquirir su tamaño actual, mayor de un billón de años-luz (esta expansión continua tras 15000 millones de años, siendo 100 veces más lenta que la ocurrida durante el instante de la inflación). La homogeneidad existente en tan diminuta región, se extendió, pues, a través de una región mucho mayor de lo que actualmente podemos ver. Esto hace que la inflación no necesite condiciones iniciales, ni el contacto entre regiones dispares del Universo, sencillamente la inevitable homogeneidad inicial de la materia se convirtió en la condición universal a través de un crecimiento breve, pero explosivo. La expansión ultrarápida prevista para el período inflacionario diluye el número de monopolos hasta el punto de que apenas podríamos encontrar uno en la región de 15000 años-luz de nuestro Universo observable. La ausencia de rotación del Universo resulta menos enigmática en un Universo inflacionario. Incluso en el caso de que rotara en sus primeras etapas, la enormemente grande y rápida expansión que tuvo lugar durante la etapa inflacionaria, disminuiría el ritmo de rotación a unos niveles despreciables: como ocurre con una patinadora artística que da vuelta sobre sí misma, al extender los brazos gira más lentamente (se trata de un efecto inercial, la conservación del momento angular). Al expandirse el Universo, su ritmo de rotación disminuye, no rotaría de modo notable.
La predicción más sorprendente de la teoría de la inflación es, sin duda, el carácter plano del Universo. Esto corresponde a una predicción según la cual Omega, la relación entre la densidad crítica del Universo y su densidad actual, debe ser igual a 1. La tasa de aceleración de la expansión durante el período inflacionario exagera en gran medida los rasgos existentes del Universo. Como resultado de ello, toda desviación (por pequeña que sea) de Omega a cualquier lado de 1 en el primer instante del Universo, llevaría a un colapso o una expansión rápidos y al Gran Frío. Sólo con un Omega exactamente igual a 1, el Universo podría sobrevivir y evolucionar hasta su estado actual. Actualmente, las medidas astronómicas indican valores de Omega entre 0,3 a 2, e incluso algunas se acercan al valor de 1. Si las estimaciones hubieran sido distantes en un orden de magnitud o dos, entonces esta teoría hubiese desempeñado un papel muy pobre en esta prueba y quizá se consideraría que ha fracasado. Estamos, por tanto, en condiciones de decir que el vaticinio de un Omega igual a 1 tiene muchas posibilidades de ser defendido. Ligada a esta predicción se encuentra, por supuesto, la adicional de que gran parte de la materia del Universo debe ser la enigmática materia oscura. La materia visible en las galaxias representa menos del 1% de la masa crítica, así, si esta última toma el valor de 1, la mayor parte de la materia ha de ser oscura. Para que la inflación siga siendo un modelo viable, los astrofísicos tienen que encontrar la materia oscura o pruebas muy sólidas de su existencia. El concepto de inflación parece sumamente valioso para resolver toda una gama de problemas cosmológicos. Pero si no hubiese habido algún mecanismo que hiciera funcionar el concepto, no habría llamado tanto la atención. El hallazgo del mecanismo se produjo mediante la unión de ideas de ámbitos diversos: el desarrollo gradual que hace que un código de ADN se transforme en un individuo maduro es un desdoblamiento, un proceso cada vez más complejo en el que la información contenida en el ADN es trasladada y puesta de manifiesto a lo largo de muchas etapas de la vida; lo mismo ocurre con el Universo, en la actualidad lo percibimos como un ente sumamente complejo, formando nosotros parte de dicha complejidad. Para intentar explicar el origen y la evolución del Universo hemos de basarnos en las siguientes observaciones: 1) La oscuridad del cielo nocturno. 2) La composición de los elementos, con una gran preponderancia de
Hidrógeno y Helio sobre los elementos más pesados. 3) La expansión del Universo. 4) La existencia de la radiación cósmica de fondo, el resplandor de la ardiente
creación. 5) El hallazgo de las arrugas que estuvieron presentes en la estructura del
Universo 300000 años después del Big Bang, proporcionó el instrumento para entender como estructuras de todas las magnitudes, desde galaxias hasta supercúmulos, pudieron formarse durante la evolución del Universo a lo largo de 15000 millones de años.
La evolución del Universo es el cambio en la distribución de la materia a través del tiempo, el paso de una homogeneidad virtual a comienzos del Universo al aspecto "grumoso" que actualmente posee éste, en el que la materia aparece condensada en forma de galaxias, cúmulos, supercúmulos y estructuras mayores. La materia, pues, sufre una serie de fases de transición desde el primer instante del Bin Bang, pasando esta de un
estado a otro a través de una temperatura (o energía) decreciente. Veamos las distintas etapas en la evolución del Universo: 1a etapa.
Transcurridos 10-42 segundos después del Big Bang (el menor espacio de tiempo que podemos utilizar de forma razonada) todo el Universo que observamos actualmente tenía un tamaño menor al del protón (una fracción de este). El espacio y el tiempo no hacia más que empezar: la expansión del Universo creaba espacio-tiempo a medida que se producía. En este instante la temperatura era de 1032 grados, y las fuerzas electromagnética, nucleares fuerte y débil, se hallaban fusionadas en una sola (época de la Gran Unificación). Materia y energía eran lo mismo y las partículas aún no existían.
2da etapa.
La INFLACIÓN expandió el Universo (aceleradamente) 1030 veces su tamaño anterior, descendiendo la temperatura hasta los 1027 grados. La fuerza nuclear fuerte se separó y la materia experimentó su primera transición de fase, existiendo ahora como quarks, electrones y otras partículas fundamentales.
3a etapa.
La siguiente transición de fase (de la materia) ocurrió a los 10 -10 segundos. Descendió la temperatura hasta 1015 grados, separándose las fuerzas electromagnéticas y la débil. La densidad energética se reduce de modo que ya no es posible la creación de partículas WZ; las existentes se alejan hasta perderse en el Universo. Los quarks permanecen juntos y se forman los primeros protones y neutrones estables (así como antiprotones y antineutrones). Comenzó entonces la aniquilación de partículas de materia y antimateria, hasta que quedó un leve residuo de materia.
4a etapa.
A 1 segundo la temperatura decae hasta los 1010 grados: electrones y positrones se aniquilan, quedando un exceso de electrones.
5a etapa.
A los 3 minutos la temperatura es de 109 grados: los protones y neutrones pueden permanecer juntos creando núcleos, ya que su energía es mayor que su energía media (el Universo actúa como un enorme reactor termonuclear). Se crean los primeros núcleos de deuterio, helio y litio. La parte masiva que constituye el Universo está casi a punto (tres cuartas partes de hidrógeno y una de helio). Esta sopa de materia y radiación, que inicialmente tenía la densidad del agua, continuó expandiéndose y enfriándose durante otros 300000 años, pero era demasiado energética para que los electrones se adhirieran a los núcleos de hidrógeno y helio para formar átomos: los fotones energéticos convivían con las partículas que formaban la sopa en un frenesí de interacciones, provocando estas que la distancia recorrida por los fotones fuese muy corta (el Universo era esencialmente opaco).
6a etapa.
A los 300000 años la temperatura cayó hasta unos 30000, ocurriendo una transición de fase crucial: los fotones ya no eran lo bastante energéticos para desalojar a los
electrones de los núcleos de hidrógeno y helio, de modo que se formaron los átomos de estos dos elementos, permaneciendo juntos.
Los fotones dejaron de interaccionar con los electrones y pudieron escapar y viajar grandes distancias, haciéndose transparente el Universo; la radiación (los fotones) se dispersó en todas direcciones, corriendo a través del tiempo en forma de radiación cósmica de fondo, tal como se detecta actualmente. La radiación liberada en ese instante nos proporciona la imagen instantánea de como estaba distribuida la materia en el Universo cuando éste tenía 300000 años de edad: si toda la materia se hubiese distribuido de manera uniforme, la estructura del espacio habría sido plana y las interacciones entre los fotones y las partículas, homogénea, dando como resultado una radiación cósmica de fondo completamente uniforme.
ARRUGAS CÓSMICAS En la cosmología se acaba de producir una revolución como consecuencia del conocimiento de los siguientes hechos: en tanto que la Tierra y el sistema solar se mueven hacia Leo a unos 350 km/s, más de 10 veces la velocidad de nuestro planeta al girar alrededor del Sol, la Vía Láctea lo hace a unos 600 km/s. Este movimiento extraordinario de nuestra galaxia requiere la existencia de cuerpos masivos hasta ahora no detectados en el Universo, lo cual significa que en éste la materia no está distribuida tan homogéneamente como se pensaba. La existencia de estas enormes estructuras significa que las semillas cósmicas de las que proceden deben de haber estado presentes en el Universo primitivo, pues, de otro modo no podrían haberse desarrollado tanto como lo han hecho. Esto derriba la vieja teoría que dice que las galaxias están distribuidas de modo uniforme por todo el Universo: algunas regiones del cosmos están virtualmente desprovistas de galaxias y existen vastas extensiones sin nada; en otras, miles de millones de galaxias forman inmensos supercúmulos galácticos que ejercen una enorme influencia gravitacional sobre otras galaxias distantes cientos de millones de años luz. Nuestra propia Vía Láctea está siendo arrastrada a 600 Km/s hacia un gran supercúmulo que aún no ha sido detectado. Esta nueva visión del Universo, descomunales concentraciones galácticas alternadas con vacíos inimaginables, hace que sea más urgente comprender los mecanismos que formaron las estructuras cósmicas después del Big Bang. Las conglomeraciones masivas de galaxias deben de haber crecido a partir de semillas cósmicas presentes en los primeros instantes del Universo. Estas semillas deben evidenciarse como fluctuaciones en la radiación cósmica de fondo, fluctuaciones que representan regiones primordiales de densidad ligeramente más elevada. Estas arrugas en el espacio-tiempo habrían desencadenado la condensación local de materia bajo la influencia de la gravedad, produciendo embriones de galaxias y supercúmulos. Estas regiones del Universo, con una alta concentración de materia, ejercieron una atracción gravitacional mayor, curvando el espacio positivamente. Las áreas menos densas
poseían menos atracción gravitacional, dando una menor curvatura del espacio. Las distorsiones del espacio quedaron marcadas tras la separación de la materia y la radiación en ese momento, después de 300000 años, en el flujo de fotones cósmicos liberados repentinamente: estas son las arrugas que aparecen en los mapas cósmicos (la radiación proveniente de las áreas más densas es más fría que el fondo promedio; cuanto menos densa, más caliente). En el Universo hay dos clases de materia, la materia oscura y la visible, poseyendo distintas funciones en la formación gravitacional de estructuras: 1. La materia oscura, afectada por la gravedad y no por la radiación, pudo haber
comenzado a formar estructuras mucho antes que la materia visible, que es golpeada por el flujo energético de fotones; moldeada por los contornos del espacio que en el Universo preinflacionario se originaron como fluctuaciones cuánticas, la materia oscura pudo haber comenzado a agregarse, bajo la influencia de la gravedad, a los 10000 años después del Big Bang
2. A los 300000 años la separación de la materia y la radiación liberó una materia ordinaria visible que sería atraída por las estructuras formadas por la materia oscura. A medida que la materia visible se agregaba, las estrellas y las galaxias iban tomando forma.
La existencia de arrugas en el tiempo, tal como las vemos, prueba que la teoría del Big Bang, incorporado el efecto de la gravedad, no sólo puede explicar la formación temprana de galaxias, sino el modo como se juntaron a lo largo de 15000 millones de años hasta dar las estructuras masivas que conocemos en el Universo Actual. Este fue un triunfo de la teoría y de la observación.
MATERIA OSCURA La materia visible en las galaxias representa menos del 1% de la masa crítica, es decir, la mayor parte de la materia es oscura. ¿Qué es esta materia oscura? La materia con la que más familiarizados estamos se compone de protones y neutrones, que colectivamente se conocen como bariones, que forman parte del núcleo del átomo, y de los electrones, que giran alrededor del núcleo (o envuelven al núcleo). ¿ Es la materia oscura de naturaleza bariónica, pero sin brillo y, por lo tanto, oscura ? De acuerdo con los cálculos de Dave Schram y sus colaboradores de la Universidad de Chicago, la materia bariónica generada durante los procesos de nucleosíntesis del Big Bang y sucesos subsiguientes, no constituyen más que el 10% de
la materia del Universo. Por lo tanto, el 90% de la materia del Universo es invisible y desconocida. Veamos los distintos candidatos que han sido sugeridos por los astrofísicos: 1) MACHO (masive compact halo objects, objetos de halo masivo compacto). Forman la materia oscura bariónica: además de enanas marrones y objetos similares a planetas, incluye agujeros negros y estrellas extinguidas (enanas blancas, estrellas de neutrones,...).
Si la mayor parte de la materia oscura bariónica está compuesta por alguna forma de MACHO, entonces se halla altamente concentrada y no la detectaremos directamente, sino por el modo en que afecta a otros objetos visibles. En nuestra galaxia hay miles, o decenas de miles de tales cuerpos, y cada uno de ellos tiene el potencial suficiente para provocar un incremento transitorio en el brillo de una estrella.No hemos de olvidar que la contribución de este tipo de materia al total de la materia oscura es escasa.
2) MATERIA NO BARIÓNICA. Aquí hemos de hacer la siguiente distinción: a) Materia no bariónica caliente . Se mueven a gran velocidad (de ahí el nombre).
Uno de los candidatos es el neutrino, del que existen tres tipos: el neutrino electrón, el neutrino muón y el neutrino tau. Estos se encuentran en todas partes, miles de millones nos atraviesa nuestro cuerpo en este instante. Se creía que estas partículas no tienen masa, al igual que los fotones, sin embargo, algunos experimentos indicaban que los neutrinos electrones tienen una ligera masa de 30 electrón-voltios (un 0,0000001% la masa de un átomo de hidrógeno. Sí esto fuera así, la masa total de neutrinos del cosmos podría explicar la presunta cantidad de materia oscura no bariónica, e incluso podría bastar para cerrar el Universo (desencadenar un colapso final). Posteriores experimentos y las observaciones de neutrinos de la supernova 1987 A han demostrado que la masa del neutrino electrón es significativamente inferior a 30 eV. No obstante, algunos teóricos de partículas especulan que el neutrino tau puede tener una masa igualmente grande. En general se duda de la existencia de materia oscura caliente, debido a su alta velocidad: las galaxias se formaron en épocas relativamente tempranas, quizá tanto como 500 millones de años después del Big Bang; el proceso de condensación de la materia primordial debe de haber empezado poco después de que la materia y la radiación se separasen, es decir, entre 10000 y 100000 años después del Big Bang. Esta condensación no sería posible en presencia de partículas moviéndose a velocidades cercanas a la luz (la materia oscura caliente), pues en sus movimientos recorrerían enormes distancias y destruirían inmediatamente las estructuras formadas. Las estructuras más pequeñas que se podrían formar en estas condiciones tendrían un tamaño de unos 10 millones de años-luz, escala de los supercúmulos galácticos, no de galaxias individuales. Se formarían, pues, los primeros, y las galaxias lo harían después, más tarde de lo que sabemos.
Por ello, hemos de eliminar la materia oscura caliente como candidata a materia oscura no bariónica, a menos que se encuentre estructuras del tamaño de galaxias capaces de interaccionar con ella. Estas podrían obtenerse de la siguiente manera: la simetría inicial, tras el Big Bang, del cosmos se fié rompiendo a medida que el Universo se enfría y expande, provocando que las diferentes regiones se alinearan de forma imperfecta; los defectos formados en el espacio conservaron el estado supermasivo ysupercaliente del Big Bang, manifestándose de modos diversos:
Monopolos magnéticos , defectos de dimensión cero (puntos), sin altura, anchura ni profundidad. Cuerdas cósmicas, objetos unidimensionales, con longitud, pero sin anchura ni altura. Muros de Dominio, bidimensionales, como inmensas láminas extendidas a través del espacio. Texturas, tridimensionales.
Los científicos nunca han quedado satisfechos de la existencia de estas estructuras, ni, en general (como se ha dicho anteriormente) de la materia oscura caliente. Por ello, se pensó en otro tipo de materia oscura.
b) Materia no bariónica fría .
Avanza por el cosmos a una pequeña fracción de la velocidad de la luz. Debido a ello, y a débil interacción con la luz, tal vez estas partículas hayan empezado a acumularse bajo la influencia de las ondulaciones primordiales, formando rápidamente semillas del tamaño de galaxias. Luego, dentro de los 1000 millones de años que siguieron al Big Bang se formaron galaxias. Más tarde se formarían los cúmulos y supercúmulos galácticos. La simulación por ordenador demostró que los modelos basados en materia oscura fría produce una estructura a gran escala del Universo más fiable que los basados en materia caliente. El problema que se nos plantea ahora es buscar posibles candidatos de materia oscura fría. Los cosmólogos aparecen con una familia de partículas hipotéticas: las WIMP (partículas masivas de interacción débil); deben ser estables y tener una larga vida, poseer la misma masa y sólo pueden interactuar débilmente con la materia bariónica. Descienden de las grandes teorías unificadas y supersimétricas. Al igual que el concepto de antimateria dado a conocer por Dirac (década de 1920), la teoría de lasupersimetría sostiene que para toda partícula ordinaria existe una partícula especular simétrica. Por ejemplo, cada fermión (quarks, leptones,...) tiene su contrapartida en la forma de un bosón (fotones, gluones): para cada fotón hay, en teoría, una partículasupersimétrica, el fotino; para cada quarks, un squarks; para cada neutrino, un sneutrino,... Sin embargo, todavía no se ha detectado ninguna de estas partículas.
Existen otros candidatos, no WIMP, a materia oscura fría, como un neutrino pesado o una pequeña partícula llamada axión: El neutrino pesado poseería el doble de masa que el protón, no siendo así un verdadero neutrino, y además, su existencia requeriría una revisión de la física de partículas. El axión tendría una masa menor que la mil millonésima parte de la del electrón, y prácticamente una vida infinita. La teoría dice que estas partículas se formaron en grandes cantidades en la época en que los protones y neutrones se formaban del agregado de quarks, e incluso pudo ser la forma dominante de materia en ese tiempo. Para finalizar, la lista de candidatos continua ampliándose: "pepitas de quark", pequeños agujeros negros,...
RESUMEN En combinación con ciertos conceptos como el de inflación es posible encarar la Creación del Universo casi a partir de la nada. Sin embargo, para la Ciencia puede haber todo un abismo en el camino que va de la nada a casi nada. Pero, ¿qué ocurriría si el Universo que vemos fuese el único posible, el producto de un estado singular inicial modulado por leyes singulares de la naturaleza? Por lo expuesto anteriormente, queda claro que la mínima variación en el valor de una serie de propiedades fundamentales del Universo habría dado como resultado un "no Universo" o, cuando menos, uno muy distinto al actual:
Si la fuerza nuclear fuerte hubiese sido algo más débil, el Universo sólo habría estado compuesto por hidrógeno. Si hubiese sido un poco más fuerte, todo el hidrógeno se habría convertido en helio.Una pequeña variación en el exceso de protones en relación a los antiprotones podría haber producido un Universo sin materia bariónica o una cantidad desastrosa de ella.Si un minuto después del Big Bang el ritmo de expansión del Universo hubiese sido menor de una parte en cien mil billones, éste habría sufrido un colapso hace mucho tiempo. Una expansión más rápida que una parte en un millón habría impedido la formación de estrellas y planetas.
El Universo no carece en absoluto de sentido, cuanto más sabemos, más advertimos que todo armoniza, que hay una unidad subyacente al mar de materia, estrellas y galaxias que nos rodean. Por otra parte, cuando estudiamos el Universo como una totalidad, percibimos que el "microcosmos" y el "macrocosmos" son, en definitiva, la misma cosa, es decir, su unificación nos dice que la naturaleza no es la consecuencia azarosa de una serie de hechos sin significado, sino todo lo contrario. El descubrimiento de las arrugas en la estructura del tiempo fortalece la teoría de la inflación, y da mayor realidad a la existencia de la materia oscura. Nuestra confianza en
el Big Bang se ve revitalizada: al cielo oscuro de la noche, a la composición de los elementos, a la evidencia de un Universo en expansión y al resplandor de la creación, se suma ahora un medio por el cual pudieron formarse las estructuras del Universo actual. La fuerza más potente del Universo es su creatividad, que a través del tiempo formó la materia y la estructura de estrellas, galaxias, y, finalmente, nosotros mismos. Las arrugas cósmicas son el corazón de esa creatividad, que ha montado estructuras a partir de la homogeneidad. En la evolución del Universo hay un orden claro que va desde la simplicidad y la simetría, a una estructura y una complejidad mayores: los componentes simples se unen a elementos básicos sofisticados que producen un entorno más rico y diverso; los accidentes y el azar son esenciales en el desarrollo de la riqueza general del cosmos. Aunque los sucesos individuales parezcan azarosos, en el desarrollo de los sistemas complejos hay una inevitabilidad general. BIBLIOGRAFÍA: Arrugas en el tiempo. George Smoot y Keay Davidson. Plaza&Janes.
http://www.manusolano.es/TEORIAINFLACIONARIA.htm Volver a astronomía
Teoría Cosmológica de la InflaciónLa teoría del Big Bang fue construida a partir de las contribuciones de Einstein y el astrónomo holandés Willem de Sitter (1917), el físico y matemático belga Georges Lemaitre (1948), el matemático ruso Alexander Friedmann (1922), y por el físico ruso George Gamow y sus dos colegas norteamericanos Robert Herman y Ralph Alpher de la universidad de George Washington. Refinamientos posteriores al modelo mostraron que éste es más preciso si se introduce un mecanismo de "inflación" que genera un crecimiento acelerado del radio del universo haciendo que crezca, en una fracción de segundo, de un valor de una diez millonésima parte del radio de un protón al valor de cien millones de años luz.
La hipótesis inflacionaria, propuesta originalmente en 1980 por Alan H. Guth del MIT y por Andrei D. Linde del Instituto Lebedev de Ciencias Físicas de Moscú, ha sido desarrollada hasta el punto de ser aceptada como elemento esencial del Big Bang ya que resuelve sus más graves problemas.
Los Problemas del Big Bang
El Big Bang tiene dos problemas serios:
El problema de la causalidad (o problema del horizonte): El valor promedio de la temperatura de la radiación cósmica de fondo es el mismo en todas las direcciones. ¿Por qué sucede esto? Según el Big Bang, dos puntos de la esfera celeste separados por más de 2 grados jamás
pudieron estar en contacto en el pasado (esto debido a que la velocidad de la luz es finita). Para que el fondo de radiación entre en equilibrio a la misma temperatura es necesario que todos sus puntos puedan tener contacto térmico.
El problema de la planitud: Para entender los argumentos expuestos en esta sección se recomienda ver primero la definición del parámetro de densidad (Omega en el alfabeto griego). La densidad del universo que observamos hoy es muy cercana a ladensidad crítica (es decir = 0.2 - 1.0). Las ecuaciones de la teoría de la Relatividad General indican que si el parámetro comenzó con un valor de 1, entonces este valor se mantiene constante a medida que el universo se expande. Pero si al comienzo, es diferente de 1 con la expansión se aleja rápidamente de su valor inicial y por lo tanto se esperaría que el valor de actual sea muy diferente a 1. En resumen, debe ser exactamente 1 o muy lejos de 1. Esto se debe a que las ecuaciones para la evolución de omega dan una solución de equilibrio inestable en torno al valor de 1. Entonces, ¿Cómo es posible que hoy sea tan cercano a 1? La geometría del universo es plana para = 1, de ahí el nombre “Planitud”). ¿Qué indican las observaciones?
La Inflación resuelve los Problemas del Big Bang
A continuación se enumeran los fundamentos y las consecuencias del marco teórico inflacionario desarrollado por Guth, Starobinsky y Linde:
El universo que observamos es apenas una fracción del universo entero. Con la inflación el espacio se expande aceleradamente, la parte del universo que podemos observar está limitada por la velocidad finita de la luz. Estamos en el centro de una esfera (de radio = edad del universo * velocidad de la luz) más allá de la cual no podemos saber nada. Este límite se llama el horizonte.
La inflación explica el origen del universo a partir de la nada (vacío). Si consideramos la naturaleza cuántica de la materia y los campos el vacío no es una entidad carente absolutamente de energía. El principio de incertidumbre de Heisemberg permite la aparición repentina de
pares partícula-antipartícula que rápidamente desaparecen. La existencia de estos pares virtuales forma una presión negativa (esta posibilidad se llama el efecto Casimir y ha sido verificada experimentalmente).
En la teoría de la Relatividad General no solamente la densidad de masa es fuente de atracción gravitacional. La gravedad resulta de la suma de la densidad de masa (energía) y la presión. Si esta suma es positiva la gravedad es atractiva (como lo decía Newton), y si la suma es negativa la gravedad es repulsiva.
En el modelo inflacionario el universo al comienzo del tiempo pasa por una época en la que el vacío provee suficiente presión negativa para provocar una expansión acelerada del espacio. Esta burbuja puede brotar espontáneamente a partir del vacío por un proceso que en mecánica cuántica se llama efecto “túnel”.
El problema del horizonte desaparece con la inflación ya que toda la región del universo a la que tenemos acceso proviene de una región muy pequeña antes de la inflación dentro de la cual todas sus partes estaban en contacto causal.
El problema de la planitud también queda resuelto con la inflación. El proceso de la expansión acelerada hace que la curvatura del espacio tienda siempre hacia una geometría plana (W = 1). Este proceso es similar a lo que ocurre cuando inflamos un globo hasta alcanzar un tamaño muy grande, por ejemplo si nos imaginamos que la Tierra es el globo inflado podemos apreciar que a escalas humanas la curvatura de la Tierra es imperceptible (la Tierra parece plana).
El modelo explica el espectro de perturbaciones primordiales en la distribución de materia. Estas fluctuaciones crecen por acción de la gravedad y dan origen a la formación de galaxias y estructura en el universo. En el modelo inflacionario las perturbaciones en la densidad son producidas por fluctuaciones cuánticas del vacío. Las predicciones del modelo indican que la amplitud de las fluctuaciones es la misma para todas las escalas (por escala se entiende el tamaño de las regiones afectadas por la fluctuación en densidad). Esta predicción es consistente con las observaciones de anisotropias en la radiación cósmica de fondo.
