Se llama horizonte al tamaño máximo de una región en la cual puede esta- blecerse relaciones causales (causa-efecto) en los fenómenos descriptos. Cál- culos teóricos demuestran que durante la fase en donde dominaba la radiación y para tiempos muy cercanos a la singularidad, esta región se contraería más rápidamente; dicho de otra manera, sobreabundarían zonas no relacionadas cau- salmente debido a la extrema anisotropía que el Modelo Estándar establece, ba- sados en los datos de la radiación cósmica de fondo de microondas.
La radiación y la materia estuvieron en equilibrio térmico hasta el momen- to en que comenzó la recombinación del átomo de hidrógeno, luego del cual el universo se volvió transparente a la radiación. La actual isotropía mostrada por la radiación de fondo conduce a asumir una situación similar al momento de co- menzar tal recombinación. Sin embargo, lo que se observa hoy es la misma dis- tribución térmica de la radiación de las regiones que no tuvieron conexión causal en aquella época.
Se puede calcular en forma analítica la distancia entre dos puntos diame- tralmente opuestos en el cielo en unidades de la longitud de horizonte. Su valor queda en función del factor de escala, y es aquí en donde se puede modelar algu- na ley de expansión del universo. Según el Modelo Estándar resulta un valor muy grande, pero el mismo cambia de una manera importante si se introduce cambios al factor de escala, por ejemplo el modelo inflacionario, que conduce a un valor significativamente menor.
Esta controversia recibe el nombre de “problema del modelo cosmológico estándar”, y se lo supera cambiando la perspectiva del análisis, esto es, plantean- do un sistema de referencia en la inflación, el cual predice un crecimiento expo- nencial del universo y explica también tanto la homogeneidad como la isotropía observada.
Por otra parte, de acuerdo a las observaciones se sabe que el actual pará- metro que describe la densidad de materia (Wm) se encuentra en un delicado equilibrio, ya que no puede desviarse de la unidad en un 10%, aunque recientes observaciones de la radiación cósmica de fondo ha reducido aún más esta dis- crepancia. Por lo tanto, para alcanzar el valor actual de aproximadamente 0,1, se necesitaría un ajuste muy fino de las condiciones iniciales en el tiempo de Planck del orden de 10-60. Para evitar este ajuste es que se asume que la parte espacial de la métrica es euclídea.
La Inflación
•
Expansión inflacionaria: El primer modelo inflacionario fue propuesto por Starobinsky (1979), estudiando anomalías en la gravedad cuántica y no tenía como objetivo resolver los problemas de homogeneidad e isotropía cosmo- lógica, ya que lo prefijaba ab initio. En su haber tuvo el privilegio de ser el primero en predecir las ondas gravitacionales con un espectro plano y sirvió de base para que luego Mukhanov & Chibisov (1981) propusieran el primer mecanismo de producción de perturbaciones adiabáticas en la métrica con espectro plano responsables de la formación de galaxias. En 1981 también, Alan Guth propuso el ahora llamado “viejo” modelo inflacionario basado en la teoría de sobreenfriamiento durante las transiciones de fase cosmológi- cas; en él, la inflación es una expansión exponencial del universo en un esta- do de “falso vacío sobreenfriado”. ¿Podrías imaginarte un universo lleno denada pesada? Cuando el universo se expande, el espacio vacío sigue vacío y su densidad de energía no cambia. El universo con una densidad de energía
constante se expande de manera exponencial, con lo que tenemos la inflación en el falso vacío. Esto convierte al universo en “muy grande” y “muy plano”. Luego, el estado de falso vacío se desexcita en un nuevo cambio de fase que produce “burbujas” que se agrupan y forman nuestro universo caliente. Pero este modelo simple presenta fallas irreconciliables, ya que si estas burbujas se formaran lejos una de la otra, cada una representaría un universo separado y abierto con W @ 0, pero si se forman cerca entre sí, sus colisiones harían un universo inhomogéneo. Linde (1982) soluciona esta disyuntiva introducien- do la llamada “nueva teoría inflacionaria”, postulando que la inflación puede comenzar tanto en el falso vacío como en un estado inestable por encima del potencial efectivo, al cual luego el campo del “inflatón” lo hará decaer al valor de su mínima energía potencial efectiva, produciendo una densidad de perturbaciones inversamente proporcional a la variación temporal del cam- po del “inflatón”, lo que determina la homogeneidad de nuestro universo y no puede ser predicha por la otra teoría inflacionaria. Aunque resultó muy popular (y hoy se siga hablando de ella), también tuvo sus problemas, ya que solo funciona bajo condiciones muy particulares del mencionado potencial efectivo (“plano”). En sus diferentes versiones, el campo de inflación tiene una constante de acoplamiento extremadamente pequeña, lo que le provo- caría no estar en equilibrio térmico con otros campos de materia. La teoría de las transiciones de fase cosmológica (base para la inflación “vieja” y “nueva”) no funcionó en una situación así. Además, el equilibrio térmico requiere mu- chas partículas que interactúan entre sí. Esto significa que la nueva inflación podría explicar por qué nuestro universo inicialmente era tan grande sólo si era muy grande y con muchas partículas. Por último, en esta teoría la infla- ción empieza muy tarde; durante la época primitiva del universo, éste puede derrumbarse fácilmente o se puede volver tan inhomogéneo que inhibiría a la inflación.
•
Estas modificaciones a la teoría del “Big Bang” fueron importantes, pero insu- ficientes. Se basaron en que el universo estuvo inicialmente en un estado de equilibrio térmico, era relativamente homogéneo y lo suficientemente grande como para sobrevivir hasta el inicio de la inflación, siendo ésta una etapa in- termedia en la evolución del mismo. Las observaciones que se disponen del fondo cósmico de microondas conducen a pensar en un universo creado en un “Big Bang” caliente.•
La Expansión Caótica: postulando que la inflación tiene lugar aún con po- tenciales que siguen una ley de potencia arbitraria, en condiciones fueradel equilibrio térmico en el universo primitivo y pudiendo iniciarse incluso a densidades de energía “planckianas” (que simplifican el problema), se logra- ba resolver todos los problemas de los anteriores modelos. Para un campo escalar22 con un potencial cuadrático, con un mínimo en cero, presentaría una oscilación armónica para un universo estático; pero con un universo en expansión aparece un término de fricción o de viscosidad. Para valores ini- ciales altos del campo escalar, la fricción es grande y produce densidades de energía aproximadamente constante, lo que produce velocidades de ex- pansión muchos mayores a la vieja teoría cosmológica. Como la escala del universo crece y el campo escalar evoluciona lentamente, aparece un cre- cimiento exponencial del tamaño del universo. Por lo tanto la inflación no necesitaría de un “super-enfriamiento” ni de “falsos vacíos”, convirtiendo la inflación no en una solución ad-hoc para solucionar los problemas de la teoría del “Big Bang” sino en un régimen cosmológico general. Analizando condiciones iniciales apropiadas conduce a cantidades extraordinariamente elevadas de inflación en 10-30 s, seguida de una rápida oscilación del campo escalar con la consabida pérdida de energía que crea pares de partículas ele- mentales, las cuales interactúan entre sí y producirán un estado de equilibrio térmico. A partir de aquí el universo puede ser descripto con una teoría del “Big Bang” usual. Nuestro universo es casi homogéneo a gran escala debido a que todas las inhomogeneidades fueron estiradas durante la inflación. La densidad de monopolos primordiales y otros indeseables defectos se diluyen exponencialmente por la inflación. El universo se hizo enormemente grande, por ello luce tan plano. Si nuestro universo consistió de muchas regiones (lla- mados “dominios”) con campos estelares distribuidos aleatoriamente, en- tonces los dominios donde los campo escalares sean muy pequeños nunca se expandirán. Entonces, los que contribuirán al volumen total del universo serán aquello en lo que originalmente los campos escalares fueron grandes. La inflación de tales dominios crean “islas” enormes y homogéneas a partir del caos, de tamaños mucho mayores que las actuales zonas observables del universo actual. Es interesante aclarar que este escenario se alejaba mu- cho de la tradición típica de la teoría del “Big Bang” caliente y fue psicológi- camente difícil de aceptar. Boubekeur y Lyth (2005) introdujeron un nuevo 22 Representa la distribución espacial de una magnitud escalar, asociándole un valor a cada punto del espacio. Los campos escalares se usan en Física, por ejemplo, para indicar la distribución de la temperatura o la presión de un gas en el espacio.
concepto: la “inflación cumbre”, la cual se produciría mientras la expansión abandona el horizonte, y demuestran que la inflación a partir de un máximo local del potencial es capaz de hacer frente a dos problemas, el ajuste fino de los modelos y de sus condiciones iniciales. También derivaron las limi- taciones observacionales de las ondas gravitacionales a detectarse para la próxima generación de experimentos (a excepción de la inflación natural).