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Inflar

El campo inflatón es un campo escalar hipotético que se conjetura que impulsó la inflación cósmica en el universo muy temprano . [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] El campo, postulado originalme...

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El campo inflatón es un campo escalar hipotético que se conjetura que impulsó la inflación cósmica en el universo muy temprano . [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] El campo, postulado originalmente por Alan Guth , [ 1 ] proporciona un mecanismo que puede generar un período de rápida expansión de 10 −35 a 10 −34 segundos después de la expansión inicial , lo que en consecuencia forma un universo consistente con la isotropía y homogeneidad espacial observadas .

inflación cosmológica

El modelo básico de inflación se desarrolla en tres fases: [ 4 ]

  • Estado de vacío en expansión con alta energía potencial
  • Transición de fase al vacío verdadero
  • Rodar lentamente y recalentar

Estado de vacío en expansión con alta energía potencial

En la teoría cuántica de campos, un "vacío" o " estado de vacío " es un estado de campos cuánticos que se encuentra en la energía potencial mínima local . Las partículas cuánticas son excitaciones que se desvían de este estado de energía potencial mínima; por lo tanto, un estado de vacío no contiene partículas. Dependiendo de las particularidades de la teoría cuántica de campos, puede haber más de un estado de vacío. Estos diferentes vacíos, a pesar de estar todos "vacíos" (sin partículas), generalmente tendrán energías de vacío distintas . La teoría cuántica de campos estipula que la presión de la energía del vacío es siempre negativa e igual en magnitud a su densidad de energía.

La teoría inflacionaria postula la existencia de un estado de vacío con una energía de vacío muy elevada, causada por un valor esperado del campo inflatón distinto de cero. Cualquier región del espacio en este estado se expandirá rápidamente. Incluso si inicialmente no está vacía (contiene algunas partículas), la rápida expansión exponencial diluye cualquier partícula que pudiera haber estado presente previamente hasta reducirla prácticamente a cero.

Transición al vacío verdadero

La teoría inflacionaria postula además que este estado de "vacío inflacionario" no es el estado con la energía globalmente más baja; más bien, es un " falso vacío ", también conocido como estado metaestable . [ 5 ]

Históricamente, las primeras propuestas de inflación [ 6 ] sugerían que la transición del vacío "falso" al "verdadero" sigue un proceso de tunelización cuántica , donde el campo inflatón atraviesa la barrera de potencial de las dos fases (esto correspondería a una transición de fase de primer orden ). Sin embargo, se comprendió [ 7 ] que este procedimiento crearía un Universo muy inhomogéneo a gran escala, contrario a lo que observamos.

Ejemplo de un campo con un "vacío falso". Se habían considerado potenciales similares para la inflación. Sin embargo, cabe destacar que el potencial simple de "desplazamiento lento" presenta una transición más suave entre el "vacío falso" y el "vacío verdadero".

La teoría pronto fue refinada [ 8 ] [ 9 ] para permitir una transición suave entre las dos fases, donde el campo inflatón "desciende" su potencial.

Rodar lentamente y recalentar

En los modelos modernos y sencillos de inflación, el inflatón tiene originalmente una energía potencial mucho mayor que la energía cinética ("expansión lenta"), lo que hace que el potencial inflacionario actúe como una constante cosmológica efectiva . Como consecuencia, se espera un período de expansión exponencial.

Cuando el inflatón alcanza su vacío verdadero, necesita conectarse al modelo cosmológico estándar. En ese punto, el campo ha "perdido" su energía potencial original, pero ha ganado energía cinética. Para introducir el modelo estándar en este punto, la idea es que esta energía debe transferirse a las partículas observadas del Modelo Estándar. [ 10 ] [ 11 ] Este procedimiento se conoce como "recalentamiento". Cuando se completa, el Universo está dominado por la radiación y su expansión se desacelera. La desintegración del inflatón llena el espacio con nuevas partículas, que interactúan entre sí y finalmente alcanzan el estado caliente y denso de la teoría del Big Bang . [ 12 ]

cuantos de campo

Al igual que cualquier otro campo cuántico, se espera que las excitaciones del campo inflatón estén cuantizadas. Los cuantos del campo inflatón se conocen como inflatones . Dependiendo de la densidad de energía potencial modelada, el estado fundamental del campo inflatón puede ser cero o no.

El término inflatón sigue el estilo típico de los nombres de otras partículas cuánticas, como fotón , gluón , bosón y fermión , que derivan de la palabra inflación . El término se utilizó por primera vez en un artículo de Nanopoulos, Olive y Srednicki (1983) . [ 13 ] Actualmente se desconoce la naturaleza del campo inflatón. Uno de los obstáculos para delimitar sus propiedades es que la teoría cuántica actual no puede predecir correctamente la energía del vacío observada, basándose en el contenido de partículas de una teoría elegida (véase catástrofe del vacío ).

La confirmación del bosón de Higgs llevó a sugerir que es posible que no sea necesario un nuevo campo, sino que una versión modificada del campo de Higgs podría ser suficiente. [ 14 ] Sin embargo, esta propuesta inicial y otras posteriores han recibido críticas por motivos fundamentales. [ 15 ] [ 16 ]

Inflación acoplada no mínimamente

La inflación acoplada no mínimamente es un modelo inflacionario en el que la constante que acopla la gravedad al campo inflatón no es pequeña. La constante de acoplamiento se suele representar mediante ξ {\displaystyle \ \xi \ }(letra griega xi ), que aparece en la acción (construida modificando la acción de Einstein-Hilbert ): [ 17 ]

S=∫−gramo  [ 12metroPAG2R−12 ∂μϕ ∂μϕ−V(ϕ)−12ξ R ϕ2 ]d4⁡incógnita ,{\displaystyle S=\int {\sqrt {-g~}}\ {\Bigl [}\ {\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\ \partial ^{\mu }\phi ~\partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi \ R\ \phi ^{2}\ {\Bigr ]}\operatorname {d} ^{4}x\ ,}

con ξ {\displaystyle \ \xi \ }representando la fuerza de la interacción entre la curvatura del espacio-tiempo R ,{\displaystyle \ R\ ,}y la magnitud del campo inflatón ϕ .{\displaystyle \ \phi ~.}

Véase también

Referencias

  1. 1 2 Guth, Alan H. (1997). El universo inflacionario: La búsqueda de una nueva teoría sobre los orígenes cósmicos . Basic Books . págs. 233-234 . ISBN  978-0-2013-2840-0– vía Internet Archive (archive.org).
  2. ↑ Steinhardt, Paul J.; Turok , Neil (2007). Universo infinito: Más allá del estallido . Random House . pág. 114. ISBN  978-0-7679-1501-4– vía Google.
  3. ↑ Steinhardt, Paul J. (abril de 2011). «Debate sobre la inflación: ¿Está profundamente defectuosa la teoría que sustenta la cosmología moderna?» (PDF) . Scientific American . Archivado del original (PDF) el 24 de agosto de 2014. Recuperado el 31 de diciembre de 2013 a través de physics.princeton.edu.
  4. ↑ Tsujikawa, Shinji (2003). "Revisión introductoria de la inflación cósmica". arXiv : hep-ph/0304257 .
  5. ↑ Peter, Patrick; Uzan, Jean-Philippe; Peter, Patrick (2013). Cosmología primordial . Textos de posgrado de Oxford ( ppb, 1.ª ed.). Oxford, Reino Unido: Oxford University Press. Capítulo 8. ISBN   978-0-19-966515-0.
  6. ↑ Guth, Alan H. (15 de enero de 1981). "Universo inflacionario: una posible solución a los problemas del horizonte y la planitud". Physical Review D. 23 ( 2): 347– 356. Bibcode : 1981PhRvD..23..347G . doi : 10.1103/PhysRevD.23.347 .
  7. ↑ Guth, Alan H. ; Weinberg, Erick J. (1983). "¿Podría el universo haberse recuperado de una transición de fase lenta de primer orden?". Nuclear Physics B . 212 (2): 321– 364. Bibcode : 1983NuPhB.212..321G . doi : 10.1016/0550-3213(83)90307-3 .
  8. ↑ Linde, AD (1982). "Un nuevo escenario de universo inflacionario: una posible solución a los problemas del horizonte, la planitud, la homogeneidad, la isotropía y el monopolo primordial". Physics Letters B . 108 (6): 389– 393. Bibcode : 1982PhLB..108..389L . doi : 10.1016/0370-2693(82)91219-9 .
  9. ↑ Albrecht, Andreas; Steinhardt, Paul J. (26 de abril de 1982). "Cosmología para teorías de gran unificación con ruptura de simetría inducida radiativamente". Physical Review Letters . 48 (17): 1220– 1223. Bibcode : 1982PhRvL..48.1220A . doi : 10.1103/PhysRevLett.48.1220 .
  10. ↑ Kofman, Lev; Linde, Andrei; Starobinsky, Alexei (12 de octubre de 1994). "Recalentamiento después de la inflación". Physical Review Letters . 73 (24): 3195– 3198. arXiv : hep-th/9405187 . Bibcode : 1994PhRvL..73.3195K . doi : 10.1103/PhysRevLett.73.3195 . PMID 10057315 . 
  11. ↑ Baumann, Daniel (diciembre de 2011). La física de la inflación (PDF) (Informe) – vía icts.res.in.
  12. ↑ Strassler, Matt (17 de marzo de 2014). "Inflación" . Historia del Universo. De particular importancia (profmattstrassler.com) (blog). Relatividad, espacio, astronomía y cosmología . Recuperado el 3 de agosto de 2024. ... por el autor de Waves in an Impossible Sea .
  13. ↑ Nanopoulos, DV ; Olive, DA ; Srednicki, M. (1983). "Después de la inflación primordial" . Physics Letters B. 127 ( 1–2 ) : 30–34 . Bibcode : 1983PhLB..127...30N . doi : 10.1016/0370-2693(83)91624-6 .
  14. ↑ Bezrukov, Fedor; Shaposhnikov, Mikhail (24 de enero de 2008). "El bosón de Higgs del Modelo Estándar como el inflatón". Physics Letters B . 659 (3): 703– 706. arXiv : 0710.3755 . Bibcode : 2008PhLB..659..703B . doi : 10.1016/j.physletb.2007.11.072 . ISSN 0370-2693 . 
  15. ↑ Atkins, Michael; Calmet, Xavier (21-02-2011). "Comentarios sobre la inflación de Higgs". Physics Letters B . 697 (1): 37– 40. arXiv : 1011.4179 . Bibcode : 2011PhLB..697...37A . doi : 10.1016/j.physletb.2011.01.028 . ISSN 0370-2693 . 
  16. ↑ Atkins, Michael (2011). "¿Podría el bosón de Higgs ser el inflatón?" (PDF) (diapositivas de la presentación). Meyrin , CH: CERN – vía cern.ch.
  17. ↑ Hertzberg, Mark P. (2010). "Sobre la inflación con acoplamiento no mínimo". Journal of High Energy Physics . 2010 (11) 23: 1– 2. arXiv : 1002.2995 . Bibcode : 2010JHEP...11..023H . doi : 10.1007/JHEP11(2010)023 . S2CID 54886582 .