Inmediatamente después de su nacimiento, el universo se expandió increíblemente rápido.
Desde los años 30 del siglo XX, los astrofísicos ya sabían que, según la ley de Hubble, el Universo se está expandiendo, lo que significa que tuvo su comienzo en un momento determinado del pasado. La tarea de los astrofísicos, por lo tanto, aparentemente parecía simple: rastrear todas las etapas de la expansión del Hubble en cronología inversa, aplicando las leyes físicas apropiadas en cada etapa y, habiendo ido de esta manera hasta el final, más precisamente, hasta el principio. - para entender exactamente cómo sucedió todo.
Sin embargo, a fines de la década de 1970, varios problemas fundamentales relacionados con el universo primitivo permanecieron sin resolver, a saber:
- El problema de la antimateria. De acuerdo con las leyes de la física, la materia y la antimateria tienen el mismo derecho a existir en el Universo ( cm. antipartículas), pero el universo está compuesto casi en su totalidad por materia. ¿Por qué sucedió?
- Problema del horizonte. Según la radiación cósmica de fondo ( cm. Big Bang), podemos determinar que la temperatura del Universo es aproximadamente la misma en todas partes, sin embargo, sus partes individuales (cúmulos de galaxias) no podrían estar en contacto (como dicen, estaban fuera horizonte El uno al otro). ¿Cómo sucedió que se estableció el equilibrio térmico entre ellos?
- El problema de enderezar el espacio. El universo parece tener exactamente la masa y la energía necesarias para frenar y detener la expansión del Hubble. ¿Por qué, de todas las masas posibles, el universo tiene esta?
La clave para resolver estos problemas fue la idea de que inmediatamente después de su nacimiento, el universo era muy denso y muy caliente. Toda la materia que contenía era una masa al rojo vivo de quarks y leptones ( cm. Modelo estándar), que no tenía forma de combinarse en átomos. Varias fuerzas que actúan en el Universo moderno (como las fuerzas electromagnéticas y gravitatorias) correspondieron entonces a un solo campo de interacción de fuerzas ( cm. teorías universales). Pero cuando el Universo se expandió y se enfrió, el hipotético campo unificado se dividió en varias fuerzas ( cm. universo primitivo).
En 1981, el físico estadounidense Alan Guth se dio cuenta de que la separación de las interacciones fuertes de un campo unificado, que ocurrió entre 10 y 35 segundos después del nacimiento del Universo (piense, ¡son 34 ceros y uno después del punto decimal!), Fue un punto de inflexión en su desarrollo. sucedió transición de fase materia de un estado a otro en la escala del universo - un fenómeno similar a la transformación del agua en hielo. Y así como cuando el agua se congela, sus moléculas que se mueven al azar repentinamente se "agarran" y forman una estructura cristalina estricta, bajo la influencia de las fuertes interacciones liberadas, se produjo un reordenamiento instantáneo, una especie de "cristalización" de la materia en el Universo.
Cualquiera que haya visto reventar tuberías de agua o reventar tubos de radiadores de automóviles en heladas severas, tan pronto como el agua en ellos se convierte en hielo, sabe por experiencia propia que el agua se expande cuando se congela. Alan Guth pudo demostrar que cuando se separaron las interacciones fuertes y débiles, sucedió algo similar en el Universo: una expansión similar a un salto. Esta extensión se llama inflacionista, muchas veces más rápido que la expansión habitual del Hubble. En alrededor de 10 a 32 segundos, el Universo se expandió en 50 órdenes de magnitud: era más pequeño que un protón y se volvió del tamaño de una toronja (a modo de comparación: cuando el agua se congela, se expande solo un 10%). Y esta rápida expansión inflacionaria del universo elimina dos de los tres problemas anteriores, explicándolos directamente.
Solución problemas de enderezamiento del espacio El siguiente ejemplo lo ilustra mejor: imagine una cuadrícula de coordenadas dibujada en un mapa elástico delgado, que luego se arruga al azar. Si ahora tomamos y sacudimos con fuerza este mapa elástico arrugado, volverá a tener una forma plana, y las líneas de coordenadas en él se restaurarán, sin importar cuánto lo deformamos cuando lo arrugamos. De manera similar, no importa qué tan curvo fuera el espacio del universo en el momento del comienzo de su expansión inflacionaria, lo principal es que al final de esta expansión, el espacio resultó estar completamente enderezado. Y dado que sabemos por la teoría de la relatividad que la curvatura del espacio depende de la cantidad de materia y energía que contiene, queda claro por qué solo hay suficiente materia en el Universo para equilibrar la expansión de Hubble.
Explica el modelo inflacionario y problema del horizonte, aunque no tan directamente. De la teoría de la radiación de cuerpo negro, sabemos que la radiación emitida por un cuerpo depende de su temperatura. Así, a partir de los espectros de emisión de partes remotas del Universo, podemos determinar su temperatura. Tales mediciones dieron resultados sorprendentes: resultó que en cualquier punto observable del Universo la temperatura (con un error de medición de hasta cuatro decimales) es la misma. Si partimos del modelo de la expansión habitual del Hubble, entonces la materia inmediatamente después del Big Bang debería haberse dispersado demasiado para que las temperaturas se igualaran. Según el modelo inflacionario, la materia del Universo hasta el momento t = 10 -35 segundos permaneció mucho más compacta que durante la expansión de Hubble. Este período extremadamente corto fue suficiente para que se estableciera el equilibrio térmico, que no se alteró en la etapa de expansión inflacionaria y se ha conservado hasta el día de hoy.
Físico estadounidense, especialista en partículas elementales y cosmología. Nacido en Nuevo Brunswick, Nueva Jersey. Recibió su doctorado en el Instituto Tecnológico de Massachusetts, donde regresó en 1986, convirtiéndose en profesor de física. Guth desarrolló su teoría de la expansión inflacionaria del Universo mientras aún estaba en la Universidad de Stanford, mientras trabajaba en la teoría de las partículas elementales. Conocido por su revisión del universo como un "mantel interminable de autoensamblaje".
En el que describe brevemente el surgimiento y desarrollo de la teoría del universo inflacionario, que da una nueva explicación al Big Bang y predice la existencia de muchos otros universos junto al nuestro.
La cosmología es de alguna manera afín a la filosofía. Primero, en términos de la inmensidad de su objeto de estudio: es el Universo entero como un todo. En segundo lugar, por el hecho de que algunas premisas en él son aceptadas por los científicos como admisibles sin posibilidad de realizar ningún tipo de experimento de verificación. En tercer lugar, el poder predictivo de muchas teorías cosmológicas solo funcionará si podemos entrar en otros universos, lo cual no es de esperar.
Sin embargo, de todo esto no se sigue en absoluto que la cosmología moderna sea un área tan agitada y no del todo científica en la que uno pueda, como los antiguos griegos, tumbarse a la sombra de los árboles y formular hipótesis sobre el número de dimensiones del espacio. tiempo - ¿diez de ellos u once? Los modelos cosmológicos se basan en los datos de observación de la astronomía, y cuantos más datos, más material para los modelos cosmológicos, que deberían conectar y coordinar estos datos. La dificultad es que en cosmología se plantean cuestiones fundamentales que requieren de algunos supuestos iniciales, que son elegidos por los autores de los modelos en base a sus ideas personales sobre la armonía del universo. De hecho, no hay nada excepcional en esto: al construir cualquier teoría, uno debe tomar algunos puntos de referencia. Es solo que para la cosmología, que opera en las escalas más grandes de espacio y tiempo, es especialmente difícil elegirlos.
Primero, algunas definiciones importantes.
La cosmología es una ciencia que estudia las propiedades de nuestro Universo como un todo. Sin embargo, todavía no tiene ninguna teoría unificada que describa todo lo que sucede y ha sucedido alguna vez. Ahora bien, existen cuatro modelos cosmológicos principales que intentan describir el origen y la evolución del universo, y cada uno de ellos tiene sus pros y sus contras, sus adeptos y detractores. El modelo Lambda-CDM se considera el más autorizado, aunque no indiscutible. Es importante comprender que los modelos cosmológicos no necesariamente compiten entre sí. Simplemente pueden describir etapas fundamentalmente diferentes de evolución. Por ejemplo, Lambda-CDM no aborda en absoluto el problema del Big Bang, aunque hace un excelente trabajo al explicar todo lo que sucedió después.
La estructura del multiverso con burbujas de miniuniversos en su interior.
Diseño: Andréi Linde
Lo sorprendente de esto es que la constante cosmológica (es decir, la energía del vacío) no cambia en el tiempo a medida que el universo se expande, mientras que la densidad de la materia solo cambia de forma completamente predecible y depende del volumen del espacio. Resulta que en el universo primitivo la densidad de la materia era mucho mayor que la densidad del vacío, en el futuro, a medida que las galaxias se separan, la densidad de la materia disminuirá. Entonces, ¿por qué, en este momento, cuando podemos medirlos, tienen un valor tan cercano entre sí?
La única forma conocida de explicar una coincidencia tan increíble, sin involucrar ninguna hipótesis acientífica, es solo con la ayuda del principio antrópico y el modelo inflacionario, es decir, de los muchos universos existentes, la vida se originó en uno donde la constante cosmológica en un momento dado resultó ser igual a la densidad de la materia (esto a su vez determina el tiempo transcurrido desde el inicio de la inflación, y da el tiempo justo para la formación de galaxias, la formación de elementos pesados y el desarrollo de la vida ).
Otro punto de inflexión en el desarrollo del modelo inflacionario fue la publicación en 2000 de un artículo de Busso y Polchinski, en el que propusieron utilizar la teoría de cuerdas para explicar un gran conjunto de diferentes tipos de vacío, en cada uno de los cuales la constante cosmológica podría tomar en diferentes valores. Y cuando uno de los creadores de la teoría de cuerdas, Leonard Susskind, se unió al trabajo de unificar la teoría de cuerdas y el modelo inflacionario, esto no solo ayudó a pintar una imagen más completa, que ahora se llama el "paisaje antrópico de la teoría de cuerdas", pero también de alguna manera agregó peso a todo el modelo en el mundo científico. El número de artículos sobre inflación ha aumentado durante el año de cuatro a treinta y dos.
El modelo inflacionario pretende no solo explicar el ajuste fino de las constantes fundamentales, sino también ayudar a descubrir algunos de los parámetros fundamentales que determinan la magnitud de estas constantes. El hecho es que en el Modelo Estándar actual hay 26 parámetros (la constante cosmológica fue la última descubierta) que determinan el valor de todas las constantes que te has encontrado en un curso de física. Esto es bastante, y ya Einstein creía que su número podría reducirse. Propuso un teorema, que, según él, no puede ser más que una creencia en el momento actual, que no hay constantes arbitrarias en el mundo: está tan sabiamente dispuesto que debe haber algunas conexiones lógicas entre cantidades aparentemente completamente diferentes. En el modelo inflacionario, estas constantes pueden ser solo un parámetro ambiental que nos parece localmente sin cambios debido al efecto de la inflación, aunque será completamente diferente en otra parte del universo y está determinado por aún no identificado, pero ciertamente existente, verdaderamente parámetros fundamentales.
Al final del artículo, Linde escribe que las críticas al modelo inflacionario a menudo se basan en el hecho de que no podremos penetrar en otros universos en un futuro previsible. Por lo tanto, es imposible probar la teoría y aún no tenemos respuestas a las preguntas más básicas: ¿Por qué es tan grande el universo? ¿Por qué es lo mismo? ¿Por qué es isótropo y no rota como nuestra galaxia? Sin embargo, si miramos estas preguntas desde un ángulo diferente, resulta que incluso sin viajar a otros miniuniversos, tenemos muchos datos experimentales. Tales como el tamaño, el plano, la isotropía, la homogeneidad, el valor de la constante cosmológica, la relación entre las masas de protones y neutrones, etc. Y la única explicación razonable para este y muchos otros datos experimentales hoy se da en el marco de la teoría de los multiversos y, en consecuencia, del modelo de cosmología inflacionaria.
, 1990. Andrey Linde
"El paisaje antrópico de la teoría de cuerdas" 2003. Leonard Susskind
Marat Musín
Por qué treinta y tres científicos de renombre de diversas especializaciones dirigidos por Stephen Hawking se levantaron en armas contra tres astrofísicos, según qué escenarios se formó nuestro Universo y si la teoría inflacionaria de su expansión es correcta, el sitio se resolvió junto con especialistas.
La teoría estándar del Big Bang y sus problemas
La teoría del Big Bang caliente se estableció a mediados del siglo XX y se aceptó generalmente un par de décadas después del descubrimiento del CMB. Explica muchas propiedades del Universo que nos rodea y supone que el Universo surgió de un estado singular inicial (formalmente infinitamente denso) y se ha estado expandiendo y enfriando continuamente desde entonces.
El CMB en sí mismo, un "eco" de luz nacido solo 380,000 años después del Big Bang, ha demostrado ser una fuente de información increíblemente valiosa. La mayor parte de la cosmología observacional moderna está asociada con el análisis de varios parámetros de la radiación de fondo. Es bastante homogéneo, su temperatura promedio varía en diferentes direcciones en una escala de solo 10 a 5, y estas faltas de homogeneidad se distribuyen uniformemente por el cielo. En física, esta propiedad se llama isotropía estadística. Esto significa que localmente dicho valor cambia, pero globalmente todo se ve igual.
Diagrama de la expansión del universo.
NASA/Equipo científico de WMAP/Wikimedia Commons
Al estudiar las perturbaciones del CMB, los astrónomos calculan con gran precisión muchas cantidades que caracterizan al Universo como un todo: la proporción de materia ordinaria, materia oscura y energía oscura, la edad del Universo, la geometría global del Universo, la contribución de neutrinos a la evolución de la estructura a gran escala, y otros.
A pesar de la teoría "generalmente aceptada" del Big Bang, también tenía inconvenientes: no respondía algunas preguntas sobre el origen del universo. Los principales se denominan "problema del horizonte" y "problema de la planitud".
El primero está relacionado con el hecho de que la velocidad de la luz es finita y la radiación relicta es estadísticamente isotrópica. El hecho es que en el momento del nacimiento de la radiación relicta, incluso la luz no tuvo tiempo de recorrer la distancia entre esos puntos lejanos en el cielo, desde donde la captamos hoy. Por lo tanto, no está claro por qué las diferentes regiones son tan similares, porque no han tenido tiempo de intercambiar señales desde el nacimiento del Universo, sus horizontes causales no se cruzan.
El segundo problema, el problema de la planitud, está relacionado con la curvatura global del espacio que es indistinguible de cero (al nivel de precisión de los experimentos modernos). En pocas palabras, a gran escala, el espacio del universo es plano, y de la teoría del Big Bang caliente no se sigue que el espacio plano sea más preferible que otras opciones de curvatura. Por lo tanto, la proximidad de este valor a cero al menos no es obvia.
treinta y tres contra tres
Para resolver estos problemas, los astrónomos han creado la próxima generación de teorías cosmológicas, la más exitosa de las cuales es la teoría de la expansión inflacionaria del Universo (más simplemente llamada teoría de la inflación). Subir el precio de los bienes no tiene nada que ver con eso, aunque ambos términos provienen de la misma palabra latina: inflación- "hinchazón".
El modelo inflacionario del Universo sugiere que antes de la etapa caliente (lo que se considera el comienzo de los tiempos en la habitual teoría del Big Bang) hubo otra era con propiedades muy distintas. En ese momento, el espacio se expandía exponencialmente debido al campo específico que lo llenaba. En una pequeña fracción de segundo, el espacio se estiró una cantidad increíble de veces. Esto resolvió los dos problemas mencionados anteriormente: el universo resultó ser generalmente homogéneo, ya que se originó a partir de un volumen extremadamente pequeño que existía en la etapa anterior. Además, si había alguna falta de homogeneidad geométrica en él, se suavizaron durante la expansión inflacionaria.
Muchos científicos participaron en la formación de la teoría de la inflación. Los primeros modelos fueron propuestos de forma independiente por el físico, doctorado de la Universidad de Cornell Alan Gut en los EE. UU. y el físico teórico, especialista en el campo de la gravedad y la cosmología Alexei Starobinsky en la URSS alrededor de 1980. Se diferenciaron en los mecanismos (Guth consideró un falso vacío y Starobinsky, una teoría general modificada de la relatividad), pero llevaron a conclusiones similares. Algunos problemas de los modelos originales fueron resueltos por un físico soviético, Doctor en Ciencias Físicas y Matemáticas, empleado de la P.N. Lebedev Andrey Linde, quien introdujo el concepto de un potencial que cambia lentamente (inflación lenta) y explicó con su ayuda la finalización de la etapa de expansión exponencial. El siguiente paso importante fue comprender que la inflación no genera un Universo perfectamente simétrico, ya que se deben tener en cuenta las fluctuaciones cuánticas. Esto fue hecho por físicos soviéticos, los graduados del MIPT Vyacheslav Mukhanov y Gennady Chibisov.
El rey Harald de Noruega otorga a Alan Gut, Andrei Linde y Alexei Starobinsky (de izquierda a derecha) el Premio Kavli de Física. Oslo, septiembre de 2014.
Norsk Telegrambyra AS/Reuters
En el marco de la teoría de la expansión inflacionaria, los científicos hacen predicciones comprobables, algunas de las cuales ya se han confirmado, pero una de las principales, la existencia de ondas gravitacionales reliquias, aún no se ha confirmado. Ya se están haciendo los primeros intentos para solucionarlos, pero en esta etapa sigue estando más allá de las capacidades tecnológicas de la humanidad.
Sin embargo, el modelo inflacionario del universo tiene opositores que creen que está formulado de manera demasiado general, hasta el punto de que puede usarse para obtener cualquier resultado. Durante algún tiempo esta controversia ha estado ocurriendo en la literatura científica, pero recientemente un grupo de tres astrofísicos de IS&L (una abreviatura formada a partir de las primeras letras de los nombres de los científicos - Ijjas, Steinhardt y Loeb - Anna Iyas, Paul Steinhardt y Abraham Loeb ) publicaron una declaración de divulgación científica de sus afirmaciones sobre la cosmología inflacionaria en Scientific American. En particular, IS&L, refiriéndose al mapa de temperatura del satélite Planck del CMB, cree que la teoría de la inflación no puede evaluarse científicamente. En lugar de la teoría de la inflación, los astrofísicos ofrecen su propia versión del desarrollo de los eventos: supuestamente el Universo no comenzó con el Big Bang, sino con el Big Rebound, la rápida contracción de algún Universo "anterior".
En respuesta a este artículo, 33 científicos, incluidos los fundadores de la teoría de la inflación (Alan Gut, Alexey Starobinsky, Andrey Linde) y otros científicos de renombre, como Stephen Hawking, publicaron una carta de respuesta en la misma revista en la que discrepo categóricamente con las afirmaciones de IS&L.
el sitio pidió a los cosmólogos y astrofísicos que comentaran sobre la validez de estas afirmaciones, las dificultades para interpretar las predicciones de las teorías inflacionarias y la necesidad de revisar el enfoque de la teoría del Universo primitivo.
Uno de los fundadores de la teoría de la expansión inflacionaria, el profesor de física de la Universidad de Stanford Andrey Linde, considera que las afirmaciones son exageradas y el enfoque de los críticos no tiene escrúpulos: “Si responde en detalle, obtendrá un gran artículo científico, pero en resumen parecerá agitación. Esto es lo que usa la gente. En resumen, el líder de los críticos es Steinhardt, quien ha estado tratando durante 16 años de crear una alternativa a la teoría de la inflación, y en sus artículos, error sobre error. Bueno, cuando no funciona por sí solo, existe el deseo de regañar a las teorías más populares, utilizando métodos bien conocidos en los libros de texto de historia. La mayoría de los teóricos han dejado de leerlos, pero los periodistas les tienen mucho cariño. La física no tiene casi nada que ver con eso”.
El candidato de Ciencias Físicas y Matemáticas, empleado del Instituto de Investigaciones Nucleares de la Academia Rusa de Ciencias Sergey Mironov recuerda que la verdad científica no puede nacer en polémicas a nivel no profesional. El artículo crítico, en su opinión, está escrito científicamente y con argumentos, reuniendo varios problemas de la teoría inflacionaria. Tales revisiones son necesarias, ayudan a evitar la osificación de la ciencia.
Sin embargo, la situación cambia cuando tal discusión va a las páginas de una publicación popular, porque si es correcto promover la idea científica de uno de esta manera es un punto discutible. Al respecto, Mironov señala que la respuesta a las críticas luce fea, ya que algunos de sus autores no son para nada expertos en la materia, mientras que otros escriben textos populares sobre el modelo inflacionario. Mironov señala que el artículo de respuesta está escrito como si los autores ni siquiera hubieran leído el trabajo de IS&L, y no proporcionaron ningún contraargumento. Las declaraciones sobre la forma provocativa en que está escrita la nota con la crítica significan que "los autores de la respuesta simplemente cayeron en el troleo".
"Parte de la verdad"
Sin embargo, los científicos, incluidos los partidarios del modelo inflacionario, reconocen sus deficiencias. El físico Alexander Vilenkin, profesor y director del Instituto de Cosmología de la Universidad de Tufts en Medford (EE. UU.), quien realizó una importante contribución al desarrollo de la moderna teoría de la inflación, señala: “Hay algo de verdad en las afirmaciones de Steinhardt y colegas. , pero creo que sus afirmaciones son extremadamente exageradas. La inflación predice la existencia de muchas regiones como la nuestra, con condiciones iniciales determinadas por fluctuaciones cuánticas. Teóricamente, cualquier condición inicial es posible con cierta probabilidad. El problema es que no sabemos cómo calcular estas probabilidades. La cantidad de áreas de cada tipo es infinita, por lo que debe comparar números infinitos; esta situación se denomina problema de medida. Por supuesto, la ausencia de una única medida derivable de una teoría fundamental es un signo preocupante”.
Sergei Mironov considera que el conjunto de modelos mencionado anteriormente son deficiencias de la teoría, ya que esto hace posible que se ajuste a cualquier observación experimental. Y esto significa que la teoría no satisface el criterio de Popper. (según este criterio, una teoría se considera científica si puede ser refutada con la ayuda de un experimento - nota del sitio), al menos en el futuro previsible. Mironov también se refiere a los problemas de la teoría de que, en el marco de la inflación, las condiciones iniciales requieren un ajuste fino de los parámetros, lo que la hace, en cierto sentido, no natural. Especialista en el Universo primitivo, doctor en física y matemáticas, empleado del Instituto Científico Gran Sasso del Instituto Nacional de Física Nuclear (Italia) Sabir Ramazanov también reconoce la realidad de estos problemas, pero señala que su existencia no significa necesariamente que la teoría inflacionaria está equivocada, pero varios de sus aspectos realmente merecen una reflexión más profunda.
El creador de uno de los primeros modelos inflacionarios, Académico de la Academia Rusa de Ciencias, Investigador Jefe del Instituto de Física Teórica de la Academia Rusa de Ciencias Alexei Starobinsky explica que uno de los modelos más simples propuesto por Andrey Linde en 1983 fue refutado. . Ella estaba prediciendo demasiadas ondas gravitacionales, razón por la cual Linde señaló recientemente que los modelos inflacionarios deben revisarse.
Experimento crítico
Los astrónomos prestan especial atención al hecho de que una predicción importante que la teoría de la inflación hizo posible fue la predicción de ondas gravitacionales reliquia. Especialista en análisis de radiación reliquia y cosmología observacional, Doctor en Ciencias Físicas y Matemáticas, investigador líder en el Observatorio Astrofísico Especial de la Academia Rusa de Ciencias, Oleg Verkhodanov considera que este pronóstico es una prueba observacional significativa para las variantes más simples de expansión inflacionaria, sin experimento. .
Ilustración de la teoría del gran rebote
Wikimedia Commons
Por lo tanto, será posible hablar de otra teoría solo si se imponen restricciones serias a las oleadas de reliquias. Sergei Mironov también llama al descubrimiento potencial de tales ondas un argumento serio a favor de la inflación, pero señala que hasta ahora su amplitud es solo limitada, lo que ya nos ha permitido rechazar algunas opciones, que son reemplazadas por otras que no predicen demasiado fuerte. perturbaciones gravitatorias primarias. Sabir Ramazanov está de acuerdo con la importancia de esta prueba y, además, cree que la teoría de la inflación no puede considerarse probada hasta que este fenómeno se descubra en las observaciones. Por tanto, si bien no se ha confirmado la predicción clave del modelo inflacionario sobre la existencia de ondas gravitacionales primarias de espectro plano, es demasiado pronto para hablar de inflación como una realidad física.
“La respuesta correcta, de la que tratan diligentemente de alejar al lector”
Aleksey Starobinsky analizó en detalle las afirmaciones de IS&L. Destacó tres declaraciones principales.
Declaración 1. La inflación predice cualquier cosa. O nada.
“La respuesta correcta, de la cual IS&L está tratando diligentemente de desviar al lector, es que palabras como "inflación", "teoría del campo cuántico", "modelo de partículas" son muy generales: combinan muchos modelos diferentes que difieren en el grado de complejidad (por ejemplo, el número de variedades de neutrinos)”, explica Starobinsky.
Una vez que los científicos fijan los parámetros gratuitos incluidos en cada modelo específico a partir de experimentos u observaciones, las predicciones del modelo se consideran inequívocas. El modelo estándar moderno de partículas elementales contiene alrededor de 20 de estos parámetros (estos son principalmente masas de quarks, masas de neutrinos y su ángulo de mezcla). El modelo inflacionario viable más simple contiene solo uno de esos parámetros, cuyo valor está fijado por la amplitud medida del espectro inicial de heterogeneidades de la materia. Después de eso, todas las demás predicciones son inequívocas.
El académico aclara: “Claro que se puede complicar añadiendo nuevos miembros de distinta naturaleza física, cada uno de los cuales entrará con un nuevo parámetro numérico libre. Pero, en primer lugar, en este caso, las predicciones no serán "cualquier cosa", sino definitivas. Y en segundo lugar, y lo más importante, las observaciones de hoy muestran que estos términos no son necesarios, ¡con el nivel actual de precisión de alrededor del 10% no lo son!”
Afirmación 2. Es poco probable que en los modelos bajo consideración haya una etapa inflacionaria, ya que la energía potencial del inflatón tiene una "meseta" larga y plana en ellos.
“La afirmación es falsa”, es categórico Starobinsky. “En mi trabajo de 1983 y 1987 se demostró que el régimen inflacionario en modelos de este tipo es general, es decir, se da en un conjunto de condiciones iniciales con medida distinta de cero”. Posteriormente, esto también se comprobó con criterios matemáticos más rigurosos, con simulaciones numéricas, etc.
Los resultados del experimento de Planck, según Starobinsky, pusieron en tela de juicio el punto de vista que había expresado repetidamente Andrei Linde. Según él, la inflación debe necesariamente comenzar en la densidad de Planck de la materia y, ya a partir de este parámetro límite para la descripción clásica del espacio-tiempo, la materia se distribuye uniformemente. Sin embargo, en las pruebas discutidas anteriormente, esto no se supuso. Es decir, en modelos de este tipo, antes de la etapa de expansión inflacionaria, existe una etapa anisótropa y heterogénea de la evolución del Universo con una mayor curvatura del espacio-tiempo que durante la inflación.
“Para que quede más claro, utilicemos la siguiente analogía”, explica el cosmólogo. - En la teoría general de la relatividad, una de las soluciones comunes son los agujeros negros en rotación, descritos por la métrica de Kerr. El hecho de que los agujeros negros sean soluciones comunes no significa que estén en todas partes. Por ejemplo, no están en el sistema solar y sus alrededores (afortunadamente para nosotros). Esto significa que si buscamos, definitivamente los encontraremos. Así fue como sucedió". En el caso de la inflación, sucede lo mismo: esta etapa intermedia no está en todas las soluciones, pero sí en una clase bastante amplia de ellas, por lo que bien puede surgir en una sola implementación, es decir, para nuestro Universo, que existe en una instancia Sin embargo, la probabilidad de que esto sea un evento único está completamente determinada por nuestras hipótesis sobre lo que precedió a la inflación.
Afirmación 3. El fenómeno cuántico de la "inflación eterna", que tiene lugar en casi todos los modelos inflacionarios y conlleva la aparición de un multiverso, conduce a la completa incertidumbre de las predicciones de los escenarios inflacionarios: "Todo lo que puede pasar, pasa".
“La declaración es en parte falsa, en parte irrelevante para los efectos observados en nuestro Universo”, insiste el académico. - Aunque IS&L toma prestadas las palabras entre comillas de las reseñas de Vilenkin y Gut, su significado está distorsionado. Allí estaban en un contexto diferente y no significaban más que un comentario banal incluso para un escolar de que las ecuaciones de la física (por ejemplo, la mecánica) pueden resolverse para cualquier condición inicial: en algún lugar y algún día estas condiciones se realizan.
¿Por qué la "inflación eterna" y la formación del "multiverso" no afectan todos los procesos en nuestro Universo después del final de la etapa inflacionaria? El caso es que se dan fuera de nuestro cono de luz del pasado (por cierto, y del futuro también)”, explica Starobinsky. Por lo tanto, es imposible decir inequívocamente si ocurren en nuestro pasado, presente o futuro. “Estrictamente hablando, esto es cierto hasta efectos gravitatorios cuánticos exponencialmente pequeños, pero en todos los cálculos consistentes existentes, tales efectos siempre han sido despreciados”, enfatiza el académico.
“No quiero decir que no sea interesante explorar lo que se encuentra fuera de nuestro cono de luz del pasado”, continúa Starobinsky, “pero esto aún no está directamente relacionado con los datos de observación. Sin embargo, incluso aquí, IS&L confunde al lector: si la descripción de "inflación eterna" es correcta, entonces, bajo las condiciones dadas al comienzo de la etapa inflacionaria, no hay arbitrariedad en las predicciones (aunque no todos mis colegas están de acuerdo con esto). Además, muchas predicciones, en particular el espectro de heterogeneidades de la materia y las ondas gravitatorias que surgen al final de la inflación, no dependen en absoluto de estas condiciones iniciales”, agrega el cosmólogo.
“No hay necesidad urgente de revisar los fundamentos de la física del Universo primitivo”
Oleg Verkhodanov señala que hasta el momento no hay razón para abandonar el paradigma actual: “Por supuesto, la inflación tiene espacio para la interpretación: una familia de modelos. Pero incluso entre ellos, se puede elegir el más apropiado para la distribución de puntos en el mapa CMB. Hasta ahora, la mayoría de los resultados de la misión Planck están a favor de la inflación”. Aleksey Starobinsky señala que el primer modelo con la etapa de De Sitter precediendo al Big Bang caliente, que propuso en 1980, está en buen acuerdo con los datos del experimento de Planck, al que apela IS&L. (durante la etapa de-Sitter, que duró unos 10-35 segundos, el Universo se expandió rápidamente, el vacío que lo llenaba parecía estirarse sin cambiar sus propiedades - sitio aprox.).
En general, Sabir Ramazanov también está de acuerdo con él: “Una serie de predicciones, la naturaleza gaussiana del espectro de perturbaciones primarias, la ausencia de modos de curvatura constante, la pendiente del espectro, se confirmaron en los datos de WMAP y Planck. La inflación juega merecidamente un papel dominante como teoría del universo primitivo. Por el momento, no hay una necesidad urgente de revisar los fundamentos de la física del Universo primitivo”. El cosmólogo Sergei Mironov también reconoce las cualidades positivas de esta teoría: "La idea misma de la inflación es extremadamente elegante, te permite resolver todos los problemas fundamentales de la teoría del Big Bang caliente de una sola vez".
“En general, el resultado del artículo de IS&L es una charla vacía de principio a fin”, resume Starobinsky. "No tiene nada que ver con los problemas reales en los que los cosmólogos están trabajando actualmente". Y al mismo tiempo, el académico agrega: “Otra cosa es que cualquier modelo -como la teoría general de la relatividad de Einstein, como el modelo moderno de las partículas elementales, y el modelo de la inflación- no es la última palabra en ciencia. Siempre es solo aproximado, y en cierto nivel de precisión, seguramente aparecerán pequeñas correcciones, de las cuales aprenderemos mucho, ya que la nueva física estará detrás de ellas. Son precisamente correcciones tan pequeñas las que ahora buscan los astrónomos”.
Desde mediados de la década de 1970, los físicos comenzaron a trabajar en modelos teóricos de la Gran Unificación de las tres fuerzas fundamentales: la fuerte, la débil y la electromagnética. Muchos de estos modelos llevaron a la conclusión de que poco después del Big Bang, se deben haber producido en abundancia partículas muy masivas que portaban una sola carga magnética. Cuando la edad del Universo alcanzó los 10-36 segundos (según algunas estimaciones, incluso un poco antes), la interacción fuerte se separó de la electrodébil y ganó independencia. En este caso, se formaron en el vacío defectos topológicos puntuales con una masa 10 15 - 10 16 mayor que la masa del protón que aún no existía. Cuando, a su vez, la fuerza electrodébil se dividió en débil y aparecieron la fuerza electromagnética y el verdadero electromagnetismo, estos defectos adquirieron cargas magnéticas y comenzaron una nueva vida, en forma de monopolos magnéticos.
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La separación de las interacciones fundamentales en nuestro universo primitivo tenía la naturaleza de una transición de fase. A temperaturas muy altas, se combinaron las interacciones fundamentales, pero cuando se enfrió por debajo de la temperatura crítica, no se produjo la separación [esto se puede comparar con el superenfriamiento del agua]. En este punto, la energía del campo escalar asociado con la unificación superó la temperatura del universo, lo que dotó al campo de presión negativa y provocó la inflación cosmológica. El Universo comenzó a expandirse muy rápidamente, y en el momento de la ruptura de la simetría (a una temperatura de aproximadamente 10 28 K), sus dimensiones aumentaron 10 50 veces. El campo escalar asociado con la unificación de las interacciones desapareció y su energía se transformó en una mayor expansión del Universo. |
CALIENTE CUMPLEAÑOS |
Este hermoso modelo presentó a la cosmología un problema desagradable. Los monopolos magnéticos del "norte" se aniquilan al chocar con los del "sur", pero por lo demás estas partículas son estables. Debido a la masa a escala de nanogramos, enorme para los estándares del micromundo, poco después de su nacimiento se vieron obligados a reducir la velocidad a velocidades no relativistas, dispersarse por el espacio y sobrevivir hasta nuestros días. Según el modelo estándar del Big Bang, su densidad de corriente debería coincidir aproximadamente con la de los protones. Pero en este caso, la densidad total de energía cósmica sería al menos un cuatrillón de veces superior a la real.
Todos los intentos de detectar monopolos hasta ahora han fracasado. Como lo demuestra la búsqueda de monopolos en minerales de hierro y agua de mar, la relación entre su número y el número de protones no excede de 10 -30. O estas partículas no existen en absoluto en nuestra región del espacio, o son tan pocas que los instrumentos no pueden registrarlas, a pesar de una clara firma magnética. Las observaciones astronómicas también lo confirman: la presencia de monopolos debería afectar los campos magnéticos de nuestra Galaxia, pero esto no se ha encontrado.
Por supuesto, se puede suponer que los monopolos nunca existieron. Algunos modelos de unificación de interacciones fundamentales en realidad no prescriben su apariencia. Pero los problemas del horizonte y del universo plano permanecen. Dio la casualidad de que a fines de la década de 1970, la cosmología enfrentó serios obstáculos, que claramente requerían nuevas ideas para superar.
PRESIÓN NEGATIVA
Y estas ideas no tardaron en aparecer. La principal fue la hipótesis según la cual en el espacio exterior, además de la materia y la radiación, existe un campo (o campos) escalar que crea una presión negativa. Esta situación parece paradójica, pero ocurre en la vida cotidiana. Un sistema de presión positiva, como un gas comprimido, pierde energía a medida que se expande y se enfría. Una banda elástica, por el contrario, se encuentra en un estado de presión negativa, porque, a diferencia de un gas, tiende no a expandirse, sino a contraerse. Si dicha cinta se estira rápidamente, se calentará y aumentará su energía térmica. A medida que el Universo se expande, el campo de presión negativa acumula energía que, cuando se libera, es capaz de generar partículas y cuantos de luz.
PROBLEMA PLANO |
Los astrónomos han estado convencidos durante mucho tiempo de que si el espacio exterior actual está deformado, es bastante moderado. |
PROBLEMA PLANO |
La presión negativa puede tener un valor diferente. Pero hay un caso especial cuando es igual a la densidad de energía cósmica con signo contrario. En este escenario, esta densidad se mantiene constante con la expansión del espacio, ya que la presión negativa compensa la creciente "rarefacción" de partículas y cuantos de luz. De las ecuaciones de Friedmann-Lemaitre se deduce que el Universo en este caso se expande exponencialmente.
La hipótesis de la expansión exponencial resuelve los tres problemas anteriores. Supongamos que el universo se originó a partir de una diminuta "burbuja" de espacio muy curvo, que experimentó una transformación que dotó al espacio de presión negativa y, por lo tanto, lo obligó a expandirse exponencialmente. Naturalmente, después de la desaparición de esta presión, el Universo volverá a su antigua expansión "normal".
SOLUCIÓN DE PROBLEMAS
Supondremos que el radio del Universo antes de llegar a la exponencial era solo unos pocos órdenes de magnitud mayor que la longitud de Planck, 10 -35 m Si en la fase exponencial crece, digamos, 10 50 veces, entonces al final llegará a miles de años luz. Cualquiera que sea la diferencia entre el parámetro de curvatura del espacio de la unidad antes del comienzo de la expansión, al final disminuirá entre 10 y 100 veces, es decir, ¡el espacio se volverá perfectamente plano!
El problema de los monopolos se resuelve de manera similar. Si los defectos topológicos que se convirtieron en sus precursores surgieron antes o incluso durante la expansión exponencial, entonces al final deberían alejarse unos de otros distancias gigantescas Desde entonces, el Universo se ha expandido considerablemente, y la densidad de monopolos ha caído casi a cero. Los cálculos muestran que incluso si examinamos un cubo cósmico con un borde de mil millones de años luz, con el mayor grado de probabilidad no habrá un solo monopolo.
La hipótesis de expansión exponencial también sugiere una solución simple al problema del horizonte. Supongamos que el tamaño de la “burbuja” germinal que sentó las bases de nuestro Universo no superó el camino que la luz tuvo tiempo de recorrer después del Big Bang. En este caso, se pudo establecer en él el equilibrio térmico, lo que aseguró la igualdad de temperaturas en todo el volumen, que se mantuvo durante la expansión exponencial. Tal explicación está presente en muchos libros de texto de cosmología, pero puede prescindir de ella.
DE UNA BURBUJA
A finales de los años 70 y 80, varios teóricos, el primero de los cuales fue el físico soviético Alexei Starobinsky, consideraron modelos de la evolución temprana del Universo con una etapa corta de expansión exponencial. En 1981, el estadounidense Alan Guth publicó un artículo que trajo la idea a primer plano. Fue el primero en comprender que tal expansión (muy probablemente terminando en la marca de edad de 10 -34 s) elimina el problema de los monopolos, con el que se ocupó inicialmente, y señala el camino para resolver las inconsistencias con la geometría plana y el horizonte. Guth llamó hermosamente a esta expansión inflación cosmológica, y el término ha llegado a ser generalmente aceptado.
ALLÍ, SOBRE EL HORIZONTE |
EL PROBLEMA DEL HORIZONTE ESTÁ ASOCIADO A LA RADIACIÓN RELICTA, DE CUAL PUNTO DEL HORIZONTE PROVIENE, SU TEMPERATURA ES CONSTANTE CON UNA PRECISIÓN DE 0.001%. |
PROBLEMA PLANO |
Pero el modelo de Guth todavía tenía un serio inconveniente. Permitió el surgimiento de muchas áreas inflacionarias que chocaron entre sí. Esto condujo a la formación de un cosmos altamente desordenado con una densidad heterogénea de materia y radiación, que es completamente diferente del espacio exterior real. Sin embargo, pronto Andrei Linde del Instituto de Física de la Academia de Ciencias (FIAN), y un poco más tarde Andreas Albrecht y Paul Steinhardt de la Universidad de Pensilvania demostraron que si cambias la ecuación del campo escalar, entonces todo encaja. A partir de aquí siguió un escenario según el cual todo nuestro Universo observable surgió de una burbuja de vacío, separada de otras regiones inflacionarias por distancias inimaginablemente grandes.
INFLACIÓN CAÓTICA
En 1983, Andrey Linde hizo otro gran avance al desarrollar la teoría de la inflación caótica, que permitió explicar tanto la composición del Universo como la homogeneidad del CMB. Durante la inflación, cualquier falta de homogeneidad previa en el campo escalar se estira tanto que prácticamente desaparece. En la etapa final de la inflación, este campo comienza a oscilar rápidamente cerca del mínimo de su energía potencial. En este caso, nacen en abundancia partículas y fotones, que interactúan intensamente entre sí y alcanzan una temperatura de equilibrio. Entonces, al final de la inflación, tenemos un Universo plano y caliente, que luego se expande de acuerdo con el escenario del Big Bang. Este mecanismo explica por qué hoy observamos radiación de fondo cósmico de microondas con pequeñas fluctuaciones de temperatura que pueden atribuirse a fluctuaciones cuánticas en la primera fase de la existencia del Universo. Así, la teoría de la inflación caótica resolvió el problema del horizonte sin asumir que antes del inicio de la expansión exponencial, el Universo germinal se encontraba en un estado de equilibrio térmico.
Según el modelo de Linde, la distribución de la materia y la radiación en el espacio después de la inflación simplemente debe ser casi perfectamente homogénea, con la excepción de las huellas de las fluctuaciones cuánticas primarias. Estas fluctuaciones dieron lugar a fluctuaciones locales en la densidad, que finalmente dieron lugar a cúmulos galácticos y vacíos espaciales que los separaban. Es muy importante que sin el "estiramiento" inflacionario, las fluctuaciones serían demasiado débiles y no podrían convertirse en embriones de galaxias. En general, el mecanismo inflacionario tiene una creatividad cosmológica universal y extremadamente poderosa; si se quiere, aparece como un demiurgo universal. Así que el título de este artículo no es una exageración.
En escalas del orden de las centésimas del tamaño del Universo (ahora son cientos de megaparsecs), su composición era y sigue siendo homogénea e isotrópica. Sin embargo, a escala del cosmos entero, la homogeneidad desaparece. La inflación se detiene en un área y comienza en otra, y así hasta el infinito. Este es un proceso interminable de autorreproducción que da lugar a un conjunto ramificado de mundos: el Multiverso. Las mismas leyes físicas fundamentales se pueden realizar allí en varias formas; por ejemplo, las fuerzas intranucleares y la carga de un electrón en otros universos pueden resultar diferentes a las nuestras. Esta fantástica imagen está siendo discutida seriamente tanto por físicos como por cosmólogos.
LUCHA DE IDEAS
“Las ideas principales del escenario inflacionario se formularon hace tres décadas”, explica Andrey Linde, uno de los autores de la cosmología inflacionaria, profesor de la Universidad de Stanford. - Después de eso, la tarea principal fue desarrollar teorías realistas basadas en estas ideas, pero solo los criterios para el realismo cambiaron más de una vez. En la década de 1980, la opinión predominante era que la inflación podía entenderse utilizando modelos de Gran Unificación. Luego, las esperanzas se desvanecieron y la inflación comenzó a interpretarse en el contexto de la teoría de la supergravedad y, más tarde, en la teoría de las supercuerdas. Sin embargo, este camino resultó ser muy difícil. En primer lugar, ambas teorías usan matemáticas extremadamente complejas y, en segundo lugar, están dispuestas de tal manera que es muy, muy difícil implementar un escenario inflacionario con su ayuda. Por lo tanto, el progreso aquí ha sido bastante lento. En el año 2000, tres científicos japoneses, con bastante dificultad, obtuvieron, en el marco de la teoría de la supergravedad, un modelo de inflación caótica, que yo ideé casi 20 años antes. Tres años más tarde, en Stanford hicimos un artículo que mostraba la posibilidad fundamental de construir modelos inflacionarios utilizando la teoría de supercuerdas y explicaba la cuatridimensionalidad de nuestro mundo sobre esta base. Específicamente, descubrimos que de esta manera se puede obtener un estado de vacío con una constante cosmológica positiva, que es necesaria para desencadenar la inflación. Nuestro enfoque fue desarrollado con éxito por otros científicos, y esto contribuyó en gran medida al progreso de la cosmología. Ahora está claro que la teoría de supercuerdas permite la existencia de un número gigantesco de estados de vacío que dan lugar a la expansión exponencial del universo.
Ahora debemos dar un paso más y comprender la estructura de nuestro universo. Estos trabajos se están realizando, pero se encuentran con enormes dificultades técnicas, y aún no está claro cuál será el resultado. Durante los últimos dos años, mis colegas y yo hemos estado trabajando en una familia de modelos híbridos que se basan tanto en supercuerdas como en supergravedad. Hay progreso, ya somos capaces de describir muchas cosas de la vida real. Por ejemplo, estamos cerca de comprender por qué la densidad de energía del vacío es ahora tan baja, que es solo tres veces la densidad de las partículas y la radiación. Pero es necesario seguir adelante. Esperamos con interés los resultados de las observaciones del observatorio espacial Planck, que mide las características espectrales del CMB con una resolución muy alta. Es posible que las lecturas de sus instrumentos pongan bajo el bisturí clases enteras de modelos inflacionarios y den un incentivo para el desarrollo de teorías alternativas.
La cosmología inflacionaria cuenta con una serie de logros notables. Ella predijo la geometría plana de nuestro universo mucho antes de que los astrónomos y astrofísicos confirmaran este hecho. Hasta finales de la década de 1990, se creía que, teniendo en cuenta toda la materia del Universo, el valor numérico del parámetro Ω no superaba 1/3. Fue necesario el descubrimiento de la energía oscura para asegurarse de que este valor sea prácticamente igual a uno, como se desprende del escenario inflacionario. Se predijeron las fluctuaciones en la temperatura de la radiación reliquia y se calculó su espectro por adelantado. Hay muchos ejemplos de este tipo. Se han hecho repetidas veces intentos de refutar la teoría inflacionaria, pero ninguno ha tenido éxito. Además, según Andrei Linde, en los últimos años se ha desarrollado el concepto de una pluralidad de universos, cuya formación puede llamarse una revolución científica: “A pesar de su incompletitud, se está convirtiendo en parte de la cultura de una nueva generación de físicos. y cosmólogos.”
EN UN ESTÁNDAR CON EVOLUCIÓN
“El paradigma inflacionario ahora se ha implementado en una variedad de opciones, entre las cuales no hay un líder reconocido”, dice Alexander Vilenkin, director del Instituto de Cosmología de la Universidad de Tufts. - Hay muchos modelos, pero nadie sabe cuál es el correcto. Por lo tanto, no hablaría de ningún progreso espectacular logrado en los últimos años. Y sí, todavía hay muchas dificultades. Por ejemplo, no está del todo claro cómo comparar las probabilidades de eventos predichos por un modelo particular. En un universo eterno, cualquier evento debe ocurrir un número infinito de veces. Entonces, para calcular probabilidades, debes comparar infinitos, lo cual es muy difícil. También hay un problema no resuelto del comienzo de la inflación. Lo más probable es que no pueda prescindir de él, pero aún no está claro cómo acercarse a él. Y, sin embargo, la imagen inflacionaria del mundo no tiene competidores serios. Yo la compararía con la teoría de Darwin, que al principio también tenía muchas inconsistencias. Sin embargo, no tuvo alternativa y al final se ganó el reconocimiento de los científicos. Me parece que el concepto de inflación cosmológica hará frente perfectamente a todas las dificultades”.
Uno de los fragmentos del primer microsegundo de la vida del universo jugó un papel muy importante en su evolución posterior.
Pérdida de comunicación El CMB que ahora vemos desde la Tierra proviene de una distancia de 46 mil millones de años luz (en la escala compañera), habiendo viajado poco menos de 14 mil millones de años. Sin embargo, cuando esta radiación inició su viaje, el universo tenía solo 300.000 años. Durante este tiempo, la luz podría recorrer un camino, respectivamente, de solo 300 000 años luz (pequeños círculos), y los dos puntos de la ilustración simplemente no podrían ponerse en contacto entre sí: sus horizontes cosmológicos no se cruzan.
alexey levin
El avance conceptual fue posible gracias a una hipótesis muy hermosa que nació en un intento de encontrar una salida a tres graves inconsistencias en la teoría del Big Bang: el problema de un universo plano, el problema del horizonte y el problema de magnético. monopolos
partícula rara
Desde mediados de la década de 1970, los físicos han comenzado a trabajar en modelos teóricos de la Gran Unificación de las tres fuerzas fundamentales: la fuerte, la débil y la electromagnética. Muchos de estos modelos llevaron a la conclusión de que poco después del Big Bang, se deben haber producido en abundancia partículas muy masivas que portaban una sola carga magnética. Cuando la edad del Universo alcanzó los 10-36 segundos (según algunas estimaciones, incluso un poco antes), la interacción fuerte se separó de la electrodébil y ganó independencia. En este caso, se formaron en el vacío defectos topológicos puntuales con una masa 10 15 -10 16 mayor que la masa del protón que aún no existía. Cuando, a su vez, la fuerza electrodébil se dividió en fuerza débil y fuerza electromagnética y surgió el electromagnetismo real, estos defectos adquirieron cargas magnéticas y comenzaron una nueva vida, en forma de monopolos magnéticos.
El fondo cósmico de microondas que ahora vemos desde la Tierra proviene de una distancia de 46 mil millones de años luz (en la escala compañera), habiendo viajado poco menos de 14 mil millones de años. Sin embargo, cuando esta radiación inició su viaje, el universo tenía solo 300.000 años. Durante este tiempo, la luz podría viajar, respectivamente, solo 300 000 años luz (pequeños círculos), y los dos puntos en la ilustración simplemente no podrían estar en contacto entre sí: sus horizontes cosmológicos no se cruzan.
Este hermoso modelo presentó a la cosmología un problema desagradable. Los monopolos magnéticos del "norte" se aniquilan al chocar con los del "sur", pero por lo demás estas partículas son estables. Debido a la masa a escala de nanogramos, enorme para los estándares del micromundo, poco después de su nacimiento se vieron obligados a reducir la velocidad a velocidades no relativistas, dispersarse por el espacio y sobrevivir hasta nuestros días. Según el modelo estándar del Big Bang, su densidad de corriente debería coincidir aproximadamente con la de los protones. Pero en este caso, la densidad total de energía cósmica sería al menos un cuatrillón de veces superior a la real.
Todos los intentos de detectar monopolos hasta ahora han fracasado. Como lo demuestra la búsqueda de monopolos en minerales de hierro y agua de mar, la relación entre su número y el número de protones no excede de 10 -30. O estas partículas no existen en absoluto en nuestra región del espacio, o son tan pocas que los instrumentos no pueden registrarlas, a pesar de una clara firma magnética. Las observaciones astronómicas también lo confirman: la presencia de monopolos debería afectar los campos magnéticos de nuestra Galaxia, pero esto no se ha encontrado.
problema plano
Los astrónomos han estado convencidos durante mucho tiempo de que si el espacio exterior actual se deforma, es bastante moderado. Los modelos de Friedmann y Lemaitre nos permiten calcular cuál era esta curvatura poco después del Big Bang para estar de acuerdo con las medidas modernas. La curvatura del espacio se estima utilizando el parámetro adimensional Ω, que es igual a la relación entre la densidad promedio de la energía cósmica y su valor en el que esta curvatura se vuelve igual a cero y, en consecuencia, la geometría del Universo se vuelve plana. Hace unos cuarenta años no había duda de que si este parámetro difiere de la unidad, entonces no más de diez veces en una dirección u otra. De ello se deduce que un segundo después del Big Bang difería de la unidad hacia arriba o hacia abajo en solo 10 -14. ¿Este “ajuste” fantásticamente preciso es aleatorio o se debe a causas físicas? Así fue formulado el problema por los físicos estadounidenses Robert Dicke y James Peebles en 1979.
Por supuesto, se puede suponer que los monopolos nunca existieron. Algunos modelos de unificación de interacciones fundamentales en realidad no prescriben su apariencia. Pero los problemas del horizonte y del universo plano permanecen. Dio la casualidad de que a fines de la década de 1970, la cosmología enfrentó serios obstáculos, que claramente requerían nuevas ideas para superar.
Presión negativa
Y estas ideas no tardaron en aparecer. La principal fue la hipótesis según la cual en el espacio exterior, además de la materia y la radiación, existe un campo (o campos) escalar que crea una presión negativa. Esta situación parece paradójica, pero ocurre en la vida cotidiana. Un sistema de presión positiva, como un gas comprimido, pierde energía a medida que se expande y se enfría. Una banda elástica, por el contrario, se encuentra en un estado de presión negativa, porque, a diferencia de un gas, tiende no a expandirse, sino a contraerse. Si dicha cinta se estira rápidamente, se calentará y aumentará su energía térmica. A medida que el Universo se expande, el campo de presión negativa acumula energía que, cuando se libera, es capaz de generar partículas y cuantos de luz.
La geometría local del universo está determinada por el parámetro adimensional Ω: si es menor que uno, el universo será hiperbólico (abierto), si es mayor, será esférico (cerrado), y si es exactamente igual a uno, será plano. Incluso las desviaciones muy pequeñas de la unidad a lo largo del tiempo pueden provocar un cambio significativo en este parámetro. En la ilustración, el gráfico del parámetro de nuestro Universo se muestra en azul.
La presión negativa puede tener un valor diferente. Pero hay un caso especial cuando es igual a la densidad de energía cósmica con signo contrario. En este escenario, esta densidad se mantiene constante con la expansión del espacio, ya que la presión negativa compensa la creciente "rarefacción" de partículas y cuantos de luz. De las ecuaciones de Friedmann-Lemaitre se deduce que el Universo en este caso se expande exponencialmente.
La hipótesis de la expansión exponencial resuelve los tres problemas anteriores. Supongamos que el universo se originó a partir de una diminuta "burbuja" de espacio muy curvo, que experimentó una transformación que dotó al espacio de presión negativa y, por lo tanto, lo obligó a expandirse exponencialmente. Naturalmente, después de la desaparición de esta presión, el Universo volverá a su antigua expansión "normal".
Solución de problemas
Supondremos que el radio del Universo antes de llegar a la exponencial era solo unos pocos órdenes de magnitud mayor que la longitud de Planck, 10 -35 m Si en la fase exponencial crece, digamos, 10 50 veces, entonces al final llegará a miles de años luz. Cualquiera que sea la diferencia entre el parámetro de curvatura del espacio de la unidad antes del comienzo de la expansión, al final disminuirá entre 10 y 100 veces, es decir, ¡el espacio se volverá perfectamente plano!
El problema de los monopolos se resuelve de manera similar. Si los defectos topológicos que se convirtieron en sus precursores surgieron antes o incluso durante la expansión exponencial, entonces al final deberían alejarse unos de otros distancias gigantescas. Desde entonces, el Universo se ha expandido considerablemente y la densidad de monopolos se ha reducido a casi cero. Los cálculos muestran que incluso si examinamos un cubo cósmico con un borde de mil millones de años luz, con el mayor grado de probabilidad no habrá un solo monopolo.
La hipótesis de expansión exponencial también sugiere una solución simple al problema del horizonte. Supongamos que el tamaño de la "burbuja" germinal que sentó las bases de nuestro Universo no superó el camino que logró recorrer la luz después del Big Bang. En este caso, se pudo establecer en él el equilibrio térmico, lo que aseguró la igualdad de temperaturas en todo el volumen, que se mantuvo durante la expansión exponencial. Tal explicación está presente en muchos libros de texto de cosmología, pero puede prescindir de ella.
De una burbuja
A finales de los años 70 y 80, varios teóricos, el primero de los cuales fue el físico soviético Alexei Starobinsky, consideraron modelos de la evolución temprana del Universo con una etapa corta de expansión exponencial. En 1981, el estadounidense Alan Guth publicó un artículo que trajo la idea a primer plano. Fue el primero en comprender que tal expansión (muy probablemente terminando en la marca de edad de 10 -34 s) elimina el problema de los monopolos, con el que se ocupó inicialmente, y señala el camino para resolver las inconsistencias con la geometría plana y el horizonte. Guth llamó hermosamente a esta expansión inflación cosmológica, y el término ha llegado a ser generalmente aceptado.
La expansión normal a velocidades menores que la velocidad de la luz significa que el universo entero tarde o temprano estará dentro de nuestro horizonte de eventos. La expansión inflacionaria a velocidades mucho más rápidas que la velocidad de la luz ha llevado al hecho de que solo una pequeña parte del Universo formado durante el Big Bang está disponible para nuestra observación. Esto nos permite resolver el problema del horizonte y explicar la misma temperatura del fondo cósmico de microondas procedente de diferentes puntos del cielo.
Pero el modelo de Guth todavía tenía un serio inconveniente. Permitió el surgimiento de muchas áreas inflacionarias que chocaron entre sí. Esto condujo a la formación de un cosmos altamente desordenado con una densidad heterogénea de materia y radiación, que es completamente diferente del espacio exterior real. Sin embargo, pronto Andrei Linde del Instituto de Física de la Academia de Ciencias (FIAN), y un poco más tarde Andreas Albrecht y Paul Steinhardt de la Universidad de Pensilvania demostraron que si cambias la ecuación del campo escalar, entonces todo encaja. A partir de aquí siguió un escenario según el cual todo nuestro Universo observable surgió de una burbuja de vacío, separada de otras regiones inflacionarias por distancias inimaginablemente grandes.
inflación caótica
En 1983, Andrey Linde hizo otro gran avance al desarrollar la teoría de la inflación caótica, que permitió explicar tanto la composición del Universo como la homogeneidad del CMB. Durante la inflación, cualquier falta de homogeneidad previa en el campo escalar se estira tanto que prácticamente desaparece. En la etapa final de la inflación, este campo comienza a oscilar rápidamente cerca del mínimo de su energía potencial. En este caso, nacen en abundancia partículas y fotones, que interactúan intensamente entre sí y alcanzan una temperatura de equilibrio. Entonces, al final de la inflación, tenemos un Universo plano y caliente, que luego se expande de acuerdo con el escenario del Big Bang. Este mecanismo explica por qué hoy observamos radiación de fondo cósmico de microondas con pequeñas fluctuaciones de temperatura que pueden atribuirse a fluctuaciones cuánticas en la primera fase de la existencia del Universo. Así, la teoría de la inflación caótica resolvió el problema del horizonte sin asumir que antes del inicio de la expansión exponencial, el Universo germinal se encontraba en un estado de equilibrio térmico.
Según el modelo de Linde, la distribución de la materia y la radiación en el espacio después de la inflación simplemente debe ser casi perfectamente homogénea, con la excepción de las huellas de las fluctuaciones cuánticas primarias. Estas fluctuaciones dieron lugar a fluctuaciones locales en la densidad, que finalmente dieron lugar a cúmulos galácticos y vacíos espaciales que los separaban. Es muy importante que sin el "estiramiento" inflacionario, las fluctuaciones serían demasiado débiles y no podrían convertirse en embriones de galaxias. En general, el mecanismo inflacionario tiene una creatividad cosmológica universal y extremadamente poderosa; si se quiere, aparece como un demiurgo universal. Así que el título de este artículo no es una exageración.
En escalas del orden de las centésimas del tamaño del Universo (ahora son cientos de megaparsecs), su composición era y sigue siendo homogénea e isotrópica. Sin embargo, a escala del cosmos entero, la homogeneidad desaparece. El inflado se detiene en una zona de agua y comienza en otra, y así hasta el infinito. Este es un proceso interminable de autorreproducción que da lugar a un conjunto ramificado de mundos: el Multiverso. Las mismas leyes físicas fundamentales se pueden realizar allí en varias formas; por ejemplo, las fuerzas intranucleares y la carga de un electrón en otros universos pueden resultar diferentes a las nuestras. Esta fantástica imagen está siendo discutida seriamente tanto por físicos como por cosmólogos.
La esfera en expansión demuestra la solución al problema de un universo plano en el marco de la cosmología inflacionaria. A medida que crece el radio de la esfera, el área seleccionada de su superficie se vuelve cada vez más plana. Exactamente de la misma manera, la expansión exponencial del espacio-tiempo durante la fase de inflación ha llevado al hecho de que nuestro Universo ahora es casi plano.
La lucha de las ideas
“Las ideas principales del escenario inflacionario se formularon hace tres décadas”, explica a PM Andrey Linde, uno de los autores de cosmología inflacionaria, profesor de la Universidad de Stanford. - Después de eso, la tarea principal fue desarrollar teorías realistas basadas en estas ideas, pero solo los criterios para el realismo cambiaron más de una vez. En la década de 1980, la opinión predominante era que la inflación podía entenderse utilizando modelos de Gran Unificación. Luego, las esperanzas se desvanecieron y la inflación comenzó a interpretarse en el contexto de la teoría de la supergravedad y, más tarde, en la teoría de las supercuerdas. Sin embargo, este camino resultó ser muy difícil. En primer lugar, ambas teorías usan matemáticas extremadamente complejas y, en segundo lugar, están diseñadas de tal manera que es muy, muy difícil implementar un escenario inflacionario con su ayuda. Por lo tanto, el progreso aquí ha sido bastante lento. En el año 2000, tres científicos japoneses, con bastante dificultad, obtuvieron, en el marco de la teoría de la supergravedad, un modelo de inflación caótica, que yo ideé casi 20 años antes. Tres años más tarde, en Stanford hicimos un artículo que mostraba la posibilidad fundamental de construir modelos inflacionarios utilizando la teoría de supercuerdas y explicaba la cuatridimensionalidad de nuestro mundo sobre esta base. Específicamente, descubrimos que de esta manera se puede obtener un estado de vacío con una constante cosmológica positiva, que es necesaria para desencadenar la inflación. Nuestro enfoque fue desarrollado con éxito por otros científicos, y esto contribuyó en gran medida al progreso de la cosmología. Ahora está claro que la teoría de supercuerdas permite la existencia de un número gigantesco de estados de vacío que dan lugar a la expansión exponencial del universo.
Ahora debemos dar un paso más y comprender la estructura de nuestro universo. Estos trabajos se están realizando, pero se encuentran con enormes dificultades técnicas, y aún no está claro cuál será el resultado. Durante los últimos dos años, mis colegas y yo hemos estado trabajando en una familia de modelos híbridos que se basan tanto en supercuerdas como en supergravedad. Hay progreso, ya somos capaces de describir muchas cosas de la vida real. Por ejemplo, estamos cerca de comprender por qué la densidad de energía del vacío es ahora tan baja, que es solo tres veces la densidad de las partículas y la radiación. Pero es necesario seguir adelante. Esperamos con interés los resultados de las observaciones del observatorio espacial Planck, que mide las características espectrales del CMB con una resolución muy alta. Es posible que las lecturas de sus instrumentos pongan bajo el bisturí clases enteras de modelos inflacionarios y den un incentivo para el desarrollo de teorías alternativas.
El modelo de inflación cosmológica, que resuelve muchas inconsistencias en la teoría del Big Bang, afirma que en muy poco tiempo el tamaño de la burbuja a partir de la cual se formó nuestro Universo aumentó 10 50 veces. Después de eso, el Universo continuó expandiéndose, pero mucho más lentamente.
La cosmología inflacionaria cuenta con una serie de logros notables. Ella predijo la geometría plana de nuestro universo mucho antes de que los astrónomos y astrofísicos confirmaran este hecho. Hasta finales de la década de 1990, se creía que, teniendo en cuenta toda la materia del Universo, el valor numérico del parámetro no superaba 1/3. Fue necesario el descubrimiento de la energía oscura para asegurarse de que este valor sea prácticamente igual a uno, como se desprende del escenario inflacionario. Se predijeron las fluctuaciones en la temperatura de la radiación reliquia y se calculó su espectro por adelantado. Hay muchos ejemplos de este tipo. Se han hecho repetidas veces intentos de refutar la teoría inflacionaria, pero ninguno ha tenido éxito. Además, según Andrei Linde, en los últimos años se ha desarrollado el concepto de una pluralidad de universos, cuya formación puede llamarse una revolución científica: “A pesar de su incompletitud, se está convirtiendo en parte de la cultura de una nueva generación de físicos. y cosmólogos.”
Junto con la evolución
“El paradigma inflacionario ahora se ha implementado en una variedad de opciones, entre las cuales no hay un líder reconocido”, dice Alexander Vilenkin, director del Instituto de Cosmología de la Universidad de Tufts. Hay muchos modelos, pero nadie sabe cuál es el correcto. Por lo tanto, no hablaría de ningún progreso espectacular logrado en los últimos años. Y sí, todavía hay muchas dificultades. Por ejemplo, no está del todo claro cómo comparar las probabilidades de eventos predichos por un modelo particular. En un universo eterno, cualquier evento debe ocurrir un número infinito de veces. Entonces, para calcular probabilidades, debes comparar infinitos, lo cual es muy difícil. También hay un problema no resuelto del comienzo de la inflación. Lo más probable es que no pueda prescindir de él, pero aún no está claro cómo acercarse a él. Y, sin embargo, la imagen inflacionaria del mundo no tiene competidores serios. Yo la compararía con la teoría de Darwin, que al principio también tenía muchas inconsistencias. Sin embargo, no tuvo alternativa y al final se ganó el reconocimiento de los científicos. Me parece que el concepto de inflación cosmológica hará frente perfectamente a todas las dificultades”.
