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.