Inflación: Una visión escéptica

Inflación
El modelo estándar del Big Bang nos proporciona una descripción física del
Universo desde que éste tenía alrededor de una centésima de segundo de forma
consistente con todas las observaciones realizadas hasta la fecha. Sin embargo,
dentro de esta imagen del Universo surjen espontáneamente cuestiones
fundamentales acerca de las condiciones iniciales: el origen del alto grado de
homogeneidad del universo a gran escala, el problema de la curvatura nula, el
problema del horizonte, el rompecabezas de la constante cosmológica y la sutil
asimetría entre la materia y la antimateria son las cuestiones principales que deja
sin resolver el modelo estándar.
En un artículo ya legendario (Guth, A. H. 1981, Phys. Rev. D 23, 347), Alan
Guth (n.1947) introdujo la idea de universo inflacionario o inflacionista: la
expansión exponencial del universo en sus primeras fases en la que en unos
meros 10-35 segundos el factor de escala del universo crecería al menos en un
factor del orden de 1030 veces.
En la primavera de 1979 (mientras estaba en la Universidad de Cornell) oyó
una charla de Robert Dicke sobre el problema de la curvatura nula. Después de la
charla Guth leyó algo de cosmología y el 6 de diciembre de 1979, tras la
discusión con el físico de Harvard Sidney Coleman, la idea de inflación se fraguó
en su mente (la fuente de la historia es Gribbin 1996; pero ver mejor Guth Allan
H. 1997 para detalles contados en primera persona y Linde 2001 para las
referencias técnicas del origen de la idea de inflación). Trabajó esa noche duro en
casa y en las primeras horas de la mañana del 7 de diciembre llegó con la idea
básica que fue rápidamente apreciada como algo importante. Un par de semanas
más tarde y todavía aprendiendo algo de cosmología, leyó algo sobre el problema
del horizonte y se dio cuenta de que su idea de inflación podía resolverlo
también.
La idea de inflación tenía un precedente en la en aquel entonces Unión
Soviética, un complicado modelo desarrollado por Alexei Starobinsky (1979.
JETP Lett. 30, 682, 1980 Phys. Lett. 91B, 99) en el Instituto de Física teórica
L.D. Landau de Moscú a finales de los setenta y basado en una teoría cuántica de
la gravedad que hizo furor entre los cosmólogos soviéticos y que lo denominaban
"modelo Starobinsky de universo". Desafortunadamente, debido al aislamiento
de la antigua URSS, las nuevas no salieron de ese país y entonces apareció la
versión de Guth, que era más sencilla de entender y llevaba el añadido de una
denominación, "inflación", que caló rápidamente entre la comunidad de
cosmólogos. Sin embargo el propio Guth (Guth A.H. & Weinberg E.J. 1983.
Nucl. Phys. B212 321) mostró que el modelo en el que se basaba su idea no
funcionaba y Stephen Hawking (Hawking, Moss & Stewart 1982, Phys. Rev. D
26 2681) presentó un artículo en un meeting celebrado en Moscú donde apuntaba
que efectivamente no iba a llevar a ningún lado, aunque en el mismo meeting e
improvisadamente Andrei Linde presentó una versión mejorada que llamó
"nueva inflación" que salvaba las dificultades del modelo de Guth. Irónicamente,
Linde fue el traductor oficial de la charla de Hawking y tuvo el embarazoso
cometido de ofrecer los contraargumentos a la propia exposión que traducía. Pero
Hawking se persuadió de finalmente el nuevo modelo inflacionario podría
funcionar y algunos meses más tarde Linde publicaba el nuevo modelo (Linde
A.D. (1982), Phys. Lett. B 108, 389; 114B, 431 & 116B, 335, 340) . Dentro de un
periodo de pocos meses, el nuevo escenario inflacionario fue publicado también
por Andreas Albrecht y Paul Steinhardt (1982, Phys. Rev. Lett. 48,1220) de la
universidad de Pennsylvania.
Con el tiempo se han desarrollado numerosas versiones del escenario
inflacionario. No existe por tanto un modelo estándar para la inflación. Los
modelos más simples tienen como mecanismo de expansión un campo escalar (el
inflatón) relacionado con las transiciones de fases de roturas de simetría entre las
fuerzas nucleares y electromagnética: el famoso mecanismo de Higgs que tuvo
lugar cuando el universo tenía unos 10-37 segundos de vida (la escala de energía
corresponde a unos 1015 GeV) y llevó a un aumento del factor de escala del
universo en unos 26 órdenes de magnitud permitiendo resolver el problema de la
curvatura nula y el problema del horizonte. El modelo de expansión de un
universo inflacionario dominado por la energía de vacío se acerca mucho a un
universo de de Sitter donde la expansión es de tipo exponencial.
En el modelo original de
Guth, antes de que tuviera
lugar la transición de fase
donde se produjo la rotura
de la simetría de las fuerzas
electrodébil y nuclear fuerte,
el potencial V() del campo
escalar  estaba situado en
un mínimo. Sin embargo, a
medida que el universo se
enfríaba, el potencial
evolucionaba con el tiempo
de tal manera que el mínimo
global se convertía en
mínimo local creándose otro
mínimo global. El mínimo
local representa un estado
denominado de falso vacío y
el nuevo mínimo global es
verdadero vacío. En el
nuevo estado superenfriado, Variación del potencial V() con el tiempo a medida que
se crearon por efecto túnel
se enfría el universo en el modelo original de Guth.
(línea discontínua en la
figura) algunas regiones
burbuja de verdadero vacío
dentro del estado general de
falso vacío
El choque entre las burbujas crearía un recalentamiento del universo de donde
aparecería toda la radiación y partículas elementales. Sin embargo, el propio
Guth señalaría que este modelo crearía un universo demasiado inhomogéneo para
ser compatible con las observaciones actuales.
Como solución aparecería la nueva inflación y los modelos posteriores. La
diferencia principal con el modelo de Guth estriba en que la transición de fase es
de segundo orden –del tipo de la que se produce a la temperatura de Curie
cuando un material se vuelve ferromagnético (ver por ejempo Feynman Vol II.
§36-6)– y que el potencial tiene una forma muy plana durante la transición (las
transiciones de segundo orden son mucho más suaves que las de primer orden)
y la evolución del universo se compone de tres episodios separados
(a) El potencial disminuye muy lentamente (en tiempos característicos mucho
mayores que el tiempo de Hubble 1/H(t) en ese momento) y se produce el
periodo de expansión exponencial característico de la inflación.
(b) El potencial empieza a cambiar mucho más rápidamente. La transición de (a)
a (c) es muy corta (con un tiempo característico mucho menor que el tiempo de
Hubble)
(c) El potencial oscila alrededor del mínimo, y la energía de vacío en las
oscilaciones es convertida en partículas de masas del orden de 1014 GeV que
terminan decayendo en partículas más ligeras, recalentando el universo.
La física de la inflación es especulativa por dos razones fundamentales
 Porque ningún campo de naturaleza escalar ha sido observado
 Porque la escala de energías asociada con la inflación es del orden
de 1015 GeV y no hay una teoría física robusta para ese rango de
energías.
Sin embargo, todos los modelos tienen una características común: una curva de
energía potencial casi plana que permite una expansión exponencial
"superlumínica" (perfectamente consitente con la Relatividad General) y con una
alta tasa de producción de entropía debida al recalentamiento del Universo (ver
M.S. Turner 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7 y referencias aquí), por la creación de partículas
que terminan decayendo en los fotones que podemos observar hoy en día como
radiación de fondo.
Esas características comunes llevan a una serie de predicciones interesantes
 El universo tiene que tener una geometría espacial indistinguible
de la euclídea y por tanto el parámetro de densidad debería ser
esencialmente uno (La mayoría de modelos predicen  = 1 ±
0.0001).
 El espectro de las fluctuaciones de la densidad es muy
aproximadamente invariante con la escala considerada (la mayoría
de modelos predicen un índice espectral n = 1 ± 0.2). Estas
perturbaciones en la densidad quedan reflejadas en anisotropías de
la radiación cósmica de fondo. Las medidas de
COBE+BOOMERANG+MAXIMA+DASI son compatibles con
esta predicción.
 El espectro de ondas gravitatorias producidas por las
fluctuaciones de la métrica debería también ser muy
aproximadamente invariante con la escala.
Inflación: Una visión escéptica
1. Los modelos inflacionarios podrían no resuelver definitivamente el problema
de la curvatura nula ni el problema del horizonte [Turner M.S. & Widrow L.M.,
Phys.Rev.Lett. 57,2237 (1986); Jensen L. & Stein-Schabes J., Phys. Rev.
D35,1146(1987): Starobinskki, A. A., JETP Lett. 37. 66 (1983)] y existen
alternativas que también podrían resolver estos problemas (R.Durrer & J.
Laukenmann, Class. Quant. Grav. 13, 1069 (1996)]
2. ¿Qué sentido tiene invocar propiedades ad hoc de un campo escalar que no ha
sido observado para solucionar problemas con condiciones iniciales ad hoc del
Big Bang estándar?. Una solución podría ser inflación caótica propuesta por
Linde en 1983 (ver Linde 2001) . Sin embargo parece que aún se requiere un
ajuste ad hoc excesivamente preciso (del orden de 1012) en el acomplamiento del
inflatón consigo mismo y con otros campos [Steinhardt P.J. & Turner M.S Phys.
Rev. D29,2162(1984)]
3. Existen modelos de inflación que pueden encajar dentro de un universo con
densidad de materia menor que la densidad crítica (ver por ejemplo Bucher M.,
Goldhaber, A.S. & Turok N. 1995). Andrei Linde reconoce este grado de libertad
de los escenarios inflacionarios (Kallosh, Koffman & Linde 2001).Alan Guth
2001 muestra que no existe un método riguroso para calcular la probabilidad
relativa de los diferentes parámetros en una burbuja en expansión, con lo que no
se puede decidir, por ejemplo, entre si es más probable la existencia de un
universo plano o de baja densidad.
4. Inflación predice un tipo de espectro de potencias de las fluctuaciones de la
radiación de fondo que parece compatible con las medidas de COBE. Pero
existen formas alternativas de producir un espectro de ese tipo, por ejemplo,
defectos topológicos debidos a transiciones de fases tales como cuerdas cósmicas
o texturas. ¿Pueden hacerse observaciones que distingan entre los diferentes
modelos?. Esa sería la única manera de que el modelo inflacionario fuera falsable
(más comentarios y referencias aquí).
5. No existe una teoría consistente (teoría cuántica de la gravedad) que ponga
algo de luz en el origen de las fluctuaciones cuánticas que pruducen inflación en
escalas sub-planckianas. Es decir, no puede ser clamado que inflación es una
teoría robusta, como muchas veces se oye por ahí.