La inflación en los inicios del universo es un período de expansión exponencial que extendió una pequeña y causalmenteconectada porción del universo en un factor de por lo menos e60 hasta un tamaño lo suficientemente grande como para abarcar el universo visible de hoy en día. Al mismo tiempo, esta expansión llevó a la geometría espacial de la región en expansión hacia la planitud [ver aquí].Ese período podría explicar por qué el universo aparece hoy espacialmente casi plano en promedio (a pesar de que la dinámica del universo en expansión generalmente lo aleja de la planitud). También explicaría por qué en el día de hoy el fondo cósmico de microondas tiene casi la misma temperatura en todas las direcciones del cielo (a pesar de que en la cosmología estándar, la mayoría de los puntos de origen de la radiación de microondas que vemos hoy no estaban en el horizonte causal de los demás, lo que significa que nunca estuvieron en contacto causal). Pero, ¿es posible probar si ese episodio inflacionario ocurrió realmente? En un artículo en Physical Review Letters, Latham Boyle del Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica en Toronto y Paul Steinhardt, de la Universidad de Princeton proponen conexiones entre las "cantidades observables" como una forma de comprobar la inflación.
Los problemas del "aplanamiento" y el "horizonte" son lo suficientemente difíciles en la cosmología estándar que la mayoría de los cosmólogos creen que la inflación se produjo, a pesar de que no tenemos la teoría física fundamental que proporcione un mecanismo para impulsar la inflación. Si la relatividad general es correcta, la aceleración de la expansión se produce cuando p<-ρ/(3c2), donde p es la presión media y ρ la densidad media de energía del universo. La densidad de energía es positiva por definición, pero la presión puede ser negativa, en principio, (piensen en una colección de masas conectadas por resortes que se extienden desde el equilibrio). Los cosmólogos a menudo invocan un campo escalar clásico φ , conocido como el campo "inflatón", con un potencial V(φ) como un modelo para el contenido del universo durante la inflación. La condición para la inflación estaría satisfecha si la energía potencial del campo escalar domina sobre su energía cinética. Pero no sabemos lo que el campo escalar del inflatón podría ser, o la escala de energía de la energía potencial del campo, o incluso si los fundamentales campos escalares clásicos existen en la naturaleza.
La inflación es obligada por otra razones de peso por ejemplo: durante un período de expansión exponencial, las fluctuaciones cuánticas tanto en la densidad de energía como en el campo gravitacional, inevitablemente, serán desplegadas por la expansión dentro de pequeñas amplitudes de fluctuaciones clásicas sobre escalas más grande que el horizonte (ver aquí). Cualquier influencia causal debe propagarse a una velocidad limitada por la velocidad de la luz. Si la longitud de onda de una fluctuación cuántica virtual consigue extenderse a una longitud mayor que t.c, con t la edad del universo, entonces, las partes separadas espacialmente de la fluctuación no pueden comunicarse, lo que les impide de desaparecer, y se congelan como una perturbación clásica cuya longitud de onda continua estirándose con la expansión del universo. Estas fluctuaciones pueden ser precisamente las que vemos hoy en las fluctuaciones de temperatura del fondo de microondas,la inflación generó fluctuaciones de densidad que crecieron a través de la inestabilidad gravitacional en la distribución observada a gran escala de las galaxias, mientras que las fluctuaciones del campo gravitacional se convirtieron en un fondo estocástico de ondas gravitacionales de muy largas longitudes onda. Las perturbaciones que se pueden probar hoy con observaciones cosmológicas habrían sido generadas durante la inflación cuando el universo era alrededor de e60 veces más pequeño de lo que fue al final de la inflación. Si la inflación se produjo, debe haber comenzado cuando el universo tenía menos de 10-12 segundos de edad, correspondiente a la escala de la energía electrodébil de 100 GeV, y puede muy bien haber empezado a una edad inferior a 10-32 segundos, que corresponde a la escala en la cual la gran unificación de las fuerzas fuerte y electrodébil se cree ocurrió .
Las perturbaciones de densidad se reflejaron en las fluctuaciones de temperatura observadas en el fondo cósmico de microondas y la distribución a gran escala de las galaxias es consistentes con una ley de potencia en función de la escala,dada por la siguiente expresión P(k)=Askns, con las "magnitudes observables" de la amplitud (As ) y el indice de la ley de potencias (ns), donde k es el número de onda correspondiente a un determinado modo de Fourier de la densidad de perturbaciones primigenia. También se considera la posibilidad de que el índice de la ley de potencia pueda variar con la escala, una cantidad definida como αs=dns/dlnk [ ver aquí ]. Las perturbaciones de ondas gravitacionales (o "tensor de" perturbaciones de la métrica en la relatividad general) también puede ser descrito como una ley de potencia con el espectro de potencia dado por la relación P(k)=Atknt+1 . La definición precisa de las amplitudes depende de la escala a la que se definen. Suponiendo que ambos espectros de potencia se dan por estas fórmulas, el conjunto de "magnitudes observables" que podemos esperar probar son As, ns, αs, At y nt, con los dos primeros términos estando ya bien medidos (As, ns). (Una variación con la escala del tensor de la ley de potencia es casi de seguro no observable.) Por mucho tiempo se ha apreciado que en los modelos simples de la inflación impulsada por un sencillo campo escalar, los dos espectros de potencia que describen la densidad y las perturbaciones gravitacionales de onda no son independientes. Expandiéndo las expresiones para las "cantidades medibles" en serie de los llamados parámetros "slow roll" (formados a partir de la tasa de expansión y sus derivados durante la inflación) dan una relación entre(r=At/As) y nt [ver aquí]. Por desgracia, la obtención de mediciones precisas de nt parecen poco probable.
Boyle y Steinhardt emplean una estrategia alternativa simple: amplian el parámetro de Hubble (que cuantifica la tasa de expansión del universo) durante la inflación,H(φ) , como un desarrollo de Taylor del valor del campo inflatón φ alrededor del valor del campo que genera la escala de perturbación de interés, φ* ( ver la ecuación. (2) de su estudio aquí]. (Nótese que, mientras es práctico parametrizar la evolución de H en términos de los efectos de algún efectivo campo inflatón ϕ , esto no es necesario y los resultados no dependen de si la inflación es impulsada por un verdadero campo escalar fundamental.) Entonces, luego de truncar esta expansión,después de dos , tres, o cuatro terminos , y exigiendo que la forma funcional que resulta para H(φ) sea válida hasta el final de la inflación, Boyle y Steinhardt han generado las "pruebas de arranque", un conjuntos de relaciones numéricas entre los valores observables r,ns, y αs . El actual espectro de potencia de la temperatura del fondo de microondas medido, por ejemplo, por el satélite WMAP en combinación con la más alta resolución del experimento de ACT, dan un valor de ns=0.962±0.013 para un modelo con αs=0, y ns=1.032±0.039 y un valor de αs=-0.034±0.018 para modelos con ambos ns y αs, como parámetros libres(ver aquí).
La relación escalar-tensorial (r) se puede probar mediante la búsqueda de los modos o "rizos" en la descomposición rizo- gradiente de la polarización del fondo de microondas [ ver aquí y aquí ]. Hasta el momento,las mediciones del ACT y del WMAP dan un límite superior r<0.25 con un nivel de confianza del 95%, basados sobre todo en las fluctuaciones de temperatura del fondo de microondas. Nuevas mejoras requieren las medidas de la polarización en los próximos experimentos y es probable que tengan la sensibilidad y el control de errores sistemáticos para la detección de una amplitud del tensor tan pequeña como de r = 0,01 (indicando que la emisión polarizada contaminante en las longitudes de onda de las microondas desde nuestra propia galaxia puede ser entendida bastante bien)[ver aquí ].
la ilustracion de la izquierda de la imágen muestra al instrumento BICEP el cual mide las variaciones en la polarización del fondo cósmico de microondas a un nivel de una parte en 10 millones .El telescopio con una apertura de 25cm tiene una resolución angular de medio grado a una frecuencia de microondas de 150Ghz,está diseñado para limitar las señales falsas del instrumento a este estricto nivel.El BICEP utiliza 100 bolómetros sensibles a la polarización enfriados a una fracción de un grado kelvin para detectar la radiación polarizada.A la derecha de la imágen se muestra una foto del sitio donde se localiza BICEP(Cosmic Extragalactic Polarization) el cual ha suministrado el mejor valor límite del cociente (escalar-tensorial) r después de medir solo la polarización del fondo cósmico.Tal experimento está trabajando hacia mediciones de r con una presición de 0.01 que son necesarias para las exigentes pruebas de la "relaciones de arranque" propuestas por Boyle y Steinhardt.La imágen muestra al "sector oscuro" del laboratorio en el polo sur en cuya cima se encuentra BICEP tras el escudo de tierra metálico.
El mayor obstáculo de observación para las pruebas decisivas de todo el conjunto de las “relaciones de arranque” puede ser el medir (αs) con la suficiente precisión; hay que tener en cuenta que la primera prueba de arranque predice un αs=-5.3×10-4. Futuras mediciones de la radiación de 21cm del hidrógeno neutro antes de la reionización del universo por las primeras estrellas y galaxias, puede en principio, probar un (αs) en el nivel de 10-4 [ ver aquí y aquí], aunque esta perspectiva emocionante depende en parte del control de errores sistemáticos que no se entienden bien en la actualidad.
Las “pruebas de arranque” que aquí se presentan involucran sólo cantidades que son potencialmente observables con los experimentos actuales o futuros. En ausencia de inflación, no hay ninguna razón por la que r,ns y αs deberían tener alguna relación especial entre ellas. Si las relaciones presentadas en este estudio se observan, esto sería una fuerte evidencia en favor de un origen inflacionario de las perturbaciones primordiales, y constituiría una prueba directa de la física en una escala de energía mucho más allá del alcance de cualquier acelerador de partículas. Si no se cumplen, la inflación aún puede ser el principal candidato para explicar los problemas del horizonte y planitud, pero la evolución de H durante la inflación no es entonces determinada por los pocos primeros términos de una expansión de Taylor en torno al valor del campo φ* , correspondiente a las escalas que directamente podemos probar observacionalmente. En las palabras de Boyle y Steinhardt, esta "triste circunstancia" significaría que la evidencia a favor de la inflación ocurriendo en los inicios del universo probablemente seguiría siendo circunstancial.
el estudio de Boyle y Steinhardt se puede leer AQUÏ
fuente de la información:
http://physics.aps.org/articles/v3/103#c9
