Anar al contingut

Inflació còsmica

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià

Plantilla:CosmologiaLa inflació còsmica és un conjunt de propostes en el marc de la física teòrica per a explicar l'expansió ultrarrápida de l'univers en els instants inicials i resoldre el cridat problema de l'horisó.

Introducció

[editar | editar còdic]

Va ser la primera proposta feta pel físic i cosmólogo nortamericà Alan Guth en 1981[1] i independentment Andréi Linde,[2] i Andrea Albrecht junt en Paul Steinhardt[3] li varen donar la seua forma moderna.

Encara que el mecanisme responsable detallat de la física de partícules per a l'inflació es desconeix, l'image bàsica proporciona un número de prediccions que s'han confirmat per proves observacionals. L'inflació és actualment considerada com a part del model cosmológico estàndart de Big Bang calent (una actualisació de la teoria antiga, que, de tots modos, té la mateixa idea principal). La partícula elemental o camp hipotètic que es pensa que és responsable de l'inflació és cridada inflatón.

L'inflació sugerix que va haver un periodo d'expansió exponencial en l'Univers molt pre-primigeni. L'expansió és exponencial perque la distància entre dos observadorés fixos s'incrementa exponencialment, per la mètrica d'expansió de l'Univers (un espai-temps en esta propietat és cridat un espai de Sitter). Les condicions físiques des d'un moment fins al següent són estables: la taxa d'expansió, donada per la constant de Hubble, és casi constant, lo que du a alts nivells de simetria. L'inflació és a sovint coneguda com un periodo de expansió accelerada perque la distància entre dos observadors fixos s'incrementa a una taxa acelerante quan es mouen alluntant-se. (No obstant, açò no significa que el paràmetro de Hubble s'estiga incrementant, vore paràmetro de deceleración).


El 17 de març de 2014, els astrofísics del BICEP2 varen anunciar la presunta detecció d'ones gravitacionals inflacionarias en observar modos-B en la polarisació del fondo còsmic de microones. Els modos B en el fondo còsmic de microones podrien ser deguts a la teoria de l'inflació de Guth i per al Big Bang.[4][5][6][7]

Motivació

[editar | editar còdic]

L'inflació resol varis problemes en la cosmologia del Big Bang que varen ser senyalats en els anys 1970.[8] Estos problemes vénen de l'observació que per a semblar-se a com és l'univers hui, l'univers tindria que haver escomençat d'unes condicions inicials "especials" o molt posades a punt prop del Big Bang. L'inflació resol estos problemes proporcionant un mecanisme dinàmic que conduïx a l'univers a este estat especial, d'esta manera formant un univers com el nostre molt més natural en el context de la teoria del Big Bang.

L'inflació còsmica té l'efecte important de resoldre heterogeneïtat, anisotropía i la curvatura de l'espai. Açò posa a l'univers en un estat molt simple, en el que està completament dominat pel camp inflatón i les úniques heterogeneïtat significatives són les dèbils fluctuacions quàntiques en l'inflatón. L'inflació també diluïx partícules pesades exòtiques, com els monopols magnètics predits per moltes extensions del model estàndar de física de partícules. Si l'univers estiguera lo suficientment calent com per a formar tals partícules anteriors al periodo d'inflació, no serien observats en la naturalea, ya que serien tan rares que és prou provable que no hi haja cap en l'univers observable. Junts, estos efectes es diuen el "teorema de no pèl inflacionario"[9] per analogia en el teorema de no pèl per als forats negres.

El "teorema d'absència de pèl" és essencialment perque l'univers s'expandix per un factor enorme durant l'inflació. En un univers en expansió, les densitat d'energia generalment cau segons s'incrementa el volum de l'univers. Per eixemple, la densitat de la matèria (pols) "freda" ordinària és proporcional a l'inversa del volum: quan les dimensions llineals es dupliquen, la densitat d'energia cau en un factor de huit. La densitat d'energia en la radiació cau inclús més ràpidament segons s'expandix l'univers: quan les dimensions llineals es dupliquen, la densitat d'energia de radiació cau en un factor de setze. Durant l'inflació, la densitat d'energia en el camp inflatón és casi constant. No obstant, la densitat d'energia en heterogeneïtat, curvatura, anisotropía i partícules exòtiques està descendint i a en una inflació suficient estes es fan insignificants. Açò deixa un univers buit, pla i simètric que és omplit de radiació quan l'inflació termina.


Un requisit clau és que l'inflació té que continuar lo suficient per a produir l'univers observable actual d'un simple i chicotet volum de Hubble inflacionario. Açò és necessari per a assegurar que l'univers sembla pla, homogéneu i isótropo en les escales observables majors. Este requisit és generalment pensat que se satisfà si l'univers es va expandir en un factor d'a lo manco 1026 durant l'inflació.[10] Al final de l'inflació, ocorre un procés cridat recalfada, en el que les partícules inflatón decauen en la radiació que escomença el calent Big Bang. No es coneix quant va durar l'inflació, pero es pensa que va ser extremadament talla comparat en l'edat de l'univers. Assumint que l'escala d'energia d'inflació està entre 1015 i 1016 eV, com se sugerix en els models més simples, el periodo d'inflació responsable de l'Univers observable provablement va durar uns 10-33 segons.[11]

Problema de la planitud i l'ajust fi

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Ajust fi de l'univers.

Existix evidència de que a gran escala el nostre univers sembla molt propenc a la planitud, i per tant la seua curvatura global és prop de zero K≈0 (òbviament localment açò no es complix, especialment prop d'estreles supermasivas o forats negres). Ya que el paràmetro de densitat Ω es relaciona en la curvatura K, la constant de Hubble H i el factor d'escala a per mig de la relació:[12]

només si inicialment K = 0, el valor de Ω es manté constant (en eixe cas, Ω = 1). Pero si la curvatura no és exactament zero, llavors Ω(t) s'allunta d'1 a mida que l'univers s'expandix, de fet per a un univers com el nostre dominat per la matèria:

Per lo que, si actualment el valor de Ω és propenc a 1, això implica que al principi de l'univers encara era molt més propenc a 1, és dir, prop de la planitud ideal. Les estimacions sugerixen que en el moment de l'inici de la nucleosíntesis va deure tindre's:

Com sembla improvable que per simple encert Ω haja quedat tan prop del valor 1, l'inflació és un mecanisme que podria explicar per qué l'univers va quedar tan finamente sintonizado al voltant del valor Ω = 1, ya que molts cosmólogos consideren que no és encert que d'entre molts possibles valors l'univers tinga un valor tan propenc precisament al valor que implica planitud.

Problema de l'horisó

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Problema de l'horisó.


El problema de l'horisó[13][14][15] és el problema de determinar per qué l'univers sembla estadísticament homogéneu i isótropo d'acort en el principi cosmológico. Les molècules de gas en un pot de gas estan distribuïdes homogénea i isotrópamente perque estan en equilibri tèrmic: el gas a través del pot ha tingut suficient temps per a interactuar, per a dissipar les heterogeneïtat i les anisotropía. La situació és prou diferent en el model del Big Bang sense inflació, perque l'expansió gravitacional no dona a l'Univers primigeni suficient temps per a equilibrar-se. En un Big Bang en el que solament hi ha la matèria i la radiació coneguda en el model estàndar, dos regions àmpliament separades de l'univers observable no poden haver-se equilibrat perque mai han entrat en contacte causal: en la història de l'univers, tornant als primers temps, no ha segut possible enviar una senyal de llum entre les dos regions. Com no tenen interacció, és impossible que s'equilibren. Açò és perque el ràdio de Hubble en un Univers dominat de matèria o radiació s'expandix molt més ràpidament que les llongituts físiques i tals punts que estan incomunicats es comuniquen. Històricament, dos solucions propostes varen ser l'univers Fénix de Georges Lemaître,[16] el relacionat univers oscilante de Richard Tolman,[17] i l'univers Mixmaster de Charles Misner.[14][18] Lemaître i Tolman varen propondre que un univers experimentant varis cicles de contracció i expansió podria aplegar a un equilibri tèrmic. Els seus models fallaven, no obstant, per l'acumulació de l'entropía a través de varis cicles. Misner va fer la (últimament incorrecta) conjectura de que el mecanisme Mixmaster, que feya l'univers més caòtic, podria conduir a l'homogeneïtat estadística i a la isotropía.

Problema de la monotonia

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Problema de la monotonia.


Un atre problema és el problema de la monotonia (que algunes voltes es coneix com una de les coincidències de Dicke, en l'atra sent el problema de la constant cosmológica).[19][20] En els anys 1960 es coneixia que la densitat de matèria en l'univers era comparable a la densitat crítica necessària per a un univers pla (açò és, un univers la gran escala del qual geomètrica és l'usual geometria euclidiana, en lloc d'una geometria no euclídea hiperbòlica o esfèrica. Per tant, a pesar de la forma de l'univers, la contribució de la curvatura espacial a l'expansió de l'univers no podria ser molt major que la contribució de la matèria. Pero segons s'expandix l'univers, la curvatura del desplaçament cap al roig és més llenta que la matèria i la radiació. Extrapolando en el passat, es presenta un problema de posada a punt perque la contribució de la curvatura a l'Univers tindria que ser exponencialment chicoteta (setze órdens de magnitut menys que la densitat de radiació en la nucleosíntesis del Big Bang, per eixemple). Este problema està exacerbado per les recents observacions de la radiació de fondo de microones que han demostrat que l'Univers és pla fins a la precisió d'un percentage menut.

Problema del monopol magnètic

[editar | editar còdic]

El problema del monopol magnètic (algunes voltes anomenat el problema de les relíquies exòtiques) és un problema que sugerix que si l'Univers primigeni estava molt calent, es produiria un gran número de monopols magnètics estables i molt pesats. Este problema junt en la teoria de la gran unificació, varen ser populars en els anys 1970 i els anys 1980, que proponien que a altes temperatures (com en l'univers primigeni) la força electromagnètica i les forces nuclears forta i dèbil no són realment forces fonamentals, sino que apareixen per la ruptura espontànea de simetria electrodébil d'una teoria de gauge.[21] Estes teories prediuen vàries partícules pesades estables que no s'han observat encara en la naturalea. El més notori és el monopol magnètic, un tipo de camp magnètic estable i pesat.[22][23] Els monopols s'espera que siguen copiosamente produïts en la Teoria de la gran unificació a altes temperatures i deurien haver persistit fins a l'actualitat.[24][25] Per a precisió molt altes, els monopols magnètics semblen no existir en la naturalea,[26] mentres que d'acort a la teoria del Big Bang (sense l'inflació còsmica) deurien haver segut copiosamente produïts en el calent i dens univers primigeni, ya que es va convertir en el constituent primari de l'univers.

Atres qüestions

[editar | editar còdic]

El mecanisme de cascada de divisió i elongació de fotons (CDEF) que precedix la formació de matèria va ser propost per a explicar l'elongació de la radiació de fondo còsmic (Cosmic Microwave Background: CMB) per Alfredo Bennun, Rutgers University. Este model va ser somés a una simulació a on es propon que l'energia primordial es puga descriure com una radiació, la qual cosa permet caracterisar la mateixa en funció de la seua llongitut d'ona encara que de naturalea física no estiga establida. Aixina esta radiació d'ultra ràpida freqüència (v) i ultra chicoteta llongitut d'ona (λ) podria evaluar-se com a fotons de molt alta energia llimitada per la constant de Planck (1022 MeV). Estos serien inicialment confinats dins d'un espai tridimensional de l'orde d'un radi Fermi 10−13 cm) evitant la naturalea puntual i per lo tant no física d'una singularitat espaciotemporal. Es va considerar la cascada com una seqüència reiterada 66 voltes o siga, de (1x2)66 divisions dels fotons inicials pero l'increment inicial del radi de l'univers li l'expressa en base 4 i exponencial 66 o (1x2x2)66 perque en cada divisió o partició dels fotons simultàneament es dobla el seu número i l'amplitut de llongitut d'ona. Abdós processos no estan llimitats per la velocitat de la propagació de la llum en l'espai perque impliquen transicions de l'amplitut de l'espai temps. Este mecanisme expansiu i antagónico a l'atracció gravitatoria és per lo tant assimilable a la constant cosmológica d'Einstein i és totalment diferent al propost per Alan Guth encara que s'obtenen valors similars als que són estàndar per a caracterisar el final de l'escenari d'inflació.

Vore també

[editar | editar còdic]

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ A. H. Guth, "The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems", Phys. Rev. D 23, 347 (1981).
  2. ↑ A. Linde, "A New Inflationary Universe Scenario: A Possible Solution Of The Horizon, Flatness, Homogeneity, Isotropy And Primordial Monopole Problems", Phys. Lett. B 108, 389 (1982).
  3. ↑ A. Albrecht i P. J. Steinhardt, "Cosmology For Grand Unified Theories With Radiatively Induced Symmetry Breaking," Phys. Rev. Lett. 48, 1220 (1982).
  4. ↑ «BICEP2 2014 Results Release». National Science Foundation. Consultat el 18 de març de 2014.
  5. ↑ «NASA Technology Views Birth of the Universe». NASA. Consultat el 17 de març de 2014.
  6. ↑ «[1]», The New York Claves. Consultat el 17 de març de 2014.
  7. ↑
  8. ↑ Gran part del context històric està explicat en els capítuls 15-17 de Peebles (1993).
  9. ↑ Kolb i Turner (1988).
  10. ↑ Açò és normalment citat com 60 i-plecs d'expansió, a on i60 ≈ 1026. És igual a la suma de l'expansió des de la recalfada, que és aproximadament Iinflació/T0, a on T0 = 2.7 K és la temperatura del fondo de radiació de microones actualment. Vore, p. eix. Kolb i Turner (1998) o Liddle i Lyth (2000).
  11. ↑ Açò ve de les equacions de Friedmann, que, escrites en térmens del temps de Hubble és 3t−2=8πG(1015eV)4, a on G és la constant de Newton. L'inflació s'espera que dure a lo manco 60 temps de Hubble. Esta és una cota inferior, no obstant. L'época de l'inflació en general podria haver segut alguna cosa més llarga.
  12. ↑ A. R. Liddle & D. H. Lyth, p. 37
  13. ↑ Charles W. Misner(1968).151
    431.
  14. ↑ 14,0 14,1 Misner, Charles (1973). W. H. Freeman (ed.). Gravitation, Sant Francisco, pp. 489-490, 525-526. ISBN 0-7167-0344-0.
  15. ↑ (1971) John Wiley (ed.). Gravitation and Cosmology, pp. 740, 815. ISBN 0-471-92567-5.
  16. ↑ Georges Lemaître(1933).47A
    49., en anglés en Gen. Rel. Grav. 29:641-680, 1997.
  17. ↑ R. C. Tolman (1934). Clarendon Press (ed.). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology, Oxford. Reeditat (1987) Nova York: Dover ISBN 0-486-65383-8.
  18. ↑ Charles W. Misner(1969).22
    1071-74.
  19. ↑ Robert H. Dicke(1961).192
    440.
  20. ↑ Dicke, Robert H. (1970). American Philosopical Society (ed.). Gravitation and the Universe, Philadelphia.
  21. ↑ L'importància de la gran unificació ha decreixcut un tant des de principis dels anys 1990, com les teories més simples han segut excloses pels experiments de la descomposició del protón. No obstant, molta gent seguix creent que una Teoria de la gran unificació supersimétrica està construïda en la teoria de cordes, de tal manera que se seguix veent com un triumfo per a l'inflació que pot tractar en estos vestigis. Vore, p.ej. Kolb i Turner (1988) i
  22. ↑ B79
    276-84.
  23. ↑ (1974).20
    194-5.
  24. ↑ (1978).B79
    239-41.
  25. ↑ (1979).43
    1365.
  26. ↑ Vore, p.ej. (2006).G33
    1.

Bibliografia

[editar | editar còdic]
  • Guth (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins, Perseus edició. ISBN 0-201-32840-2.
  • Guth, Alan H. (1999). L'univers inflacionario: la busca d'una nova teoria sobre els orígens del cosmos, Editorial Debat edició. ISBN 978-84-8306-178-7.
  • Hawking, Stephen (1998). Història del Temps, Grijalbo edició. ISBN 968-419-815-9.
  • Kolb, Edward (1988). The Early Universe, Addison-Wesley edició. ISBN 0-201-11604-9.
  • Liddle, A. R.; Lyth, D. H., {{{nom2}}} (2000). Cosmological inflation and large-scale structure, Cambridge University Press.. ISBN 9780521575980.
  • Linde, Andrei (1990). Particle Physics and Inflationary Cosmology, Harwood edició, Chur, Switzerland.
  • Linde, Andrei (2005) "Inflation and String Cosmology," eConf C040802 (2004) L024; J. Phys. Conf. Ser. 24 (2005) 151–60; Plantilla:Arxiv v1 2005-03-24.
  • Liddle, Andrew (2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure, Cambridge edició. ISBN 0-521-57598-2.
  • (1999).314
1-146.Consultat el 25 de març de 2018.
  • Mukhanov, Viatcheslav (2005). Physical Foundations of Cosmology, Cambridge University Press edició. ISBN 0-521-56398-4.

Enllaços externs

[editar | editar còdic]


Referències

[editar | editar còdic]


Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Inflació_còsmica&oldid=810813»