¿Cómo inició el Universo?

Aunque se sabe poco sobre el origen del Universo, los cosmólogos han realizado progresos significativos en el estudio de tan tempranas etapas de la historia. A principios de la década de 1980, se teorizó que durante sus primeros momentos, el Universo pasó por un periodo rápido de expansión acelerada denominada inflación. Durante la inflación, regiones microscópicas casualmente conectadas se expandieron exponencialmente, conduciendo la curvatura espacial a casi cero y produciendo un Universo homogéneo. Este paradigma inflacionario no solo explica muchas de las cuestiones abiertas en la cosmología, también predice las fluctuaciones cuánticas de la materia y de la curvatura espacio-tiempo creada en la escala casi invariante, adiabática, fluctuación de fase aleatoria Gaussiana. Uno de los logros más espectaculares de la última década ha sido la impresionante concordancia entre las observaciones y las predicciones.

Aunque la inflación es un paradigma exitoso, su mecanismo subyacente sigue siendo un misterio. La inflación puede tener algo que ver con las Grandes Teorías Unificadas (GUT, Great Unified Theories) que amalgaman las interacciones fuerte y electrodébil en una escala de ultra alta energía. Esto se puede derivar de una teoría cuántica de la gravedad como la teoría de las cuerdas. La inflación puede surgir en una fase de transición de menor energía, como la ruptura de la simetría de Peccei-Quinn, postulada para explicar la falta de violación de CP en la interacción fuerte. Puede ser una consecuencia de la compactación de dimensiones extra-grandes o a una desviación de la relatividad general en altas densidades. En cualquier escenario, sin embargo, la inflación está impulsada por la física moderna en densidades ultra-altas y energías muy superiores a las accesibles en los laboratorios.

Un objetivo clave de la observación y teoría cosmológica en la próxima década será analizar más allá el paradigma inflacionario e identificar el modelo físico subyacente responsable de la inflación; deseamos una descripción completa de la física de alta energía responsable de la inflación.

Inflación de campo-sencillo de rodado-lento (SFSR, Single-Field, Single-Roll)

En el escenario más sencillo, la inflación está impulsada por el desplazamiento de un campo escalar desde el mínimo de su potencial. Si el potencial tiene la forma correcta, entonces el campo escalar rodará lentamente hacia su mínimo, y la energía de vacío asociada con este desplazamiento impulsará la expansión acelerada. Este modelo presenta una serie de predicciones comprobables:

1. Un Universo plano con una escala mucho más grande que la curvatura del horizonte.
2. Las fluctuaciones en una escala casi invariante en la distribución espacial de la materia.
3. Fluctuaciones adiabáticas.
4. Fluctuaciones Gaussianas.
5. Fluctuaciones isotrópicas y homogéneas.
6. Un fondo estocástico de ondas gravitatorias inflacionarias (IGW, Inflationary Gravitational Waves) con un espectro de escala casi invariante.

La amplitud de las IGW es proporcional a la raíz cuadrada de la altura del potencial del campo escalar, o equivalente a la densidad de energía o la tasa de expansión durante la inflación, mientras que las desviaciones de la escala invariante en materia e IGW describe la forma potencial. WMAP y la actual generación de experimentos en tierra (Y en globos), ya han probado las cinco primeras predicciones. Planck y las siguientes generaciones de experimentos CMB pondrán a prueba estas predicciones con una precisión aún mayor y mantendrán la promesa de detectar potencialmente el fondo de las IGW.

Hacia una descripción completa de la Física durante la Inflación.

 Es bastante sorprendente que un campo sencillo, un ‘modelo de juguete’ ha explicado tan bien un cuerpo grande y preciso de datos. La mayoría de los teóricos conjeturan que los modelos SFSR son una simple aproximación a una física inflacionaria más compleja. El ‘verdadero’ modelo podría ser muy diferente de los actuales, incluyendo modificaciones en el término de energía cinética del campo escalar, múltiples campos conduciendo a la inflación, modelos con las características en el potencial campo escalar, y escenarios alternativos, como el modelo que postula la teoría ekpirótica, en la que se tendría una fase de colapso previa al Big Bang. Estas alternativas al modelo SFSR más simple, hacen nuevas predicciones medibles, incluyendo correlaciones no Gaussianas y fluctuaciones de densidad no adiabáticas (Isocurvaturas). Además, los procesos físicos, tales como las transiciones de fase al final de la inflación pueden producir defectos topológicos (Por ejemplo, las cuerdas cósmicas) o alterar el fondo IGW.

El objetivo principal en la próxima década es poner a prueba precisamente cada una de las predicciones de la inflación SFSR. Si persiste la consistencia con las predicciones de la inflación SFSR, entonces el rango de valores permitidos del potencial del campo escalar tendrá que reducirse. Si se parte desde las predicciones más simples encontradas, esto proporciona mayor perspicacia en la física fundamental y en los primeros momentos del inicio del Universo.

Para Saber Más

Dynamics of the Peccei-Quinn Scale
Michael Dine

A Brief Introduction to the Strong CP Problem
Dan-di Wu

The Discovery and Implications of P and CP Violation
Carol Guess, Michael King & Kyle Siwek

Inflation at the Edges
Marc Kamionkowski
Halo Clustering with Non-Local Non-Gaussianity
Fabian Schmidt & Marc Kamionkowski

Non-Gaussianity form Self-Ordering Scalar Fields
Daniel G. Figueroa, Robert R. Caldwell & Marc Kamionkowski
A Brief Introduction to the Ekpyrotic Universe
Paul J. Steinhardt
Non-Gaussian Density Fluctuations from Entropically Generated Curvature Perturbations in Ekpyrotic Models
Jean-Luc Lehners & Paul J. Steinhardt
Unstable growth of curvature perturbation in non-singular bouncing cosmologies
BingKan Xue & Paul J. Steinhardt