Elementos de cosmología inflacionaria

Resumen

La cosmologia infiacionaria, o especificamente la etapa infiacionaria del universo constituye una de los eventos naturales mas asombroso y espectacular, se muestra en este pequeiio articulo algunos elementos conceptuales y analiticos de la era infiacionaria.

PACS : 98.80.-k, 98.80.Es

Palabras Claves : Campo escalar, supersimetria, supergravedad, ecuaciones de Friedmann, Uni- verso membrana.

Abstract

Infiationary cosmology, or infiationary stage specifically in the universe is one of nature's most amazing events and spectacular shows in this short article conceptual and analytical elements of the infiationary era.

PACS : 98.80.-k, 98.80.Es

Keywords : Scalar field, supersymmetry, supergravity, equations of Friedmann, braneworld.

1 lntroducción

La cosmología inflacionaria, o la etapa inflacionaria es uno de los más intrigantes y asombrosos fenómenos físicos, tan asombroso que es el fenómeno responsable de configurar el universo actual, el big bang como evento natural que da origen al universo, por sí sólo no es suficiente para producir la estructura y dinámica del universo actual. La etapa inflacionaria fue propuesta para solucionar algunos problemas del modelo estándar, es decir se introduce de forma intuitiva, sin elementos observables directos y sin que la formulación teórica estándar prediga tal etapa. El paradigma de la inflación [1] ofrece la atractiva posibilidad de resolver muchos de los enigmas de la cosmología del big bang caliente normal. El ingrediente crucial de los escenarios de inflación de más éxito es un período llamado de "slow-roll" (lento rodar) , en el cual la evolución de un campo escalar (el "inflatón") libera la energía potencial V () almacenada en cuando es domindo por su energía cinética 2/2 la cual conduce a una expansión exponencial del universo. En la actualidad no existe un escenario preferido concreto inflacionario basada en un modelo de física de partículas realistas y convincentes. Por ejemplo, en particular, aunque la teoría de cuerdas proporciona unos campos escalares débilmente acoplados, los cuales podrían ser candidatos a inflatones naturales, sus potenciales no perturbativos V () no parecen ajustarse a las condiciones de slow-roll para la inflación, ya que, para grandes valores de tienden a crecer, o tienden a cero, o son demasiado rápidos. Por lo tanto, es importante explorar nuevas posibilidades de aplicación de una evolución inflacionaria en los inicios del universo [2].

En palabras de Max Tegmark puede decirse que la inflación creará un espacio matemático-físico donde todas la soluciones que brinde la inflación se materializaran, de tal forma que la inflación es un proceso físico muy crativo que transforma las posibilidades hipotéticas en algo real que realmente ocurre en algún sitio.

2 Algunos Problemas del Modelo Estándar

Aunque el modelo de big bang caliente estándar es impresionantemente exitoso en consideración de la expansión de Hubble, de la radiación cósmica de fondo, de la abundancia de núcleos atómicos livianos, además de permitir retroceder en el tiempo hasta cuando el universo tenía un segundo de edad, estos y otros aspectos son lo que le confieren al big bang caliente su incuestionable importancia, pero el Modelo Estándar de la Cosmología adolece de algunos problemas básicos los cuales no permiten obtener una explicación completa y adecuada de la estructura y dinámica del universo actual. Se citan los siguientes problemas

1. El problema de por qué el universo es tan viejo y plano cuando su escala natural de tiempo es la escala de tiempo de Planck

2. El problema de la causalidad o del horizonte, el cual surge cuando el universo se expande a una velocidad menor que la velocidad de la luz.

3. El problema de como la dinámica del universo puedo evitar que al comienzo del universo dominaran las singularidades topológicas tales como monopolos, cuerdas o dominios de pared, las cuales surgen como consecuencia del rompimiento espontáneo de la simetría de gran unificación.(Un monopolo magnético es una partícula hipotética que consiste en un imán con un solo polo magnético. La idea la planteó Paul Dirac en 1931 y con ella se podría explicar la cuantización de la carga eléctrica. Con los monopolos magnéticos, además, se pueden escribir las ecuaciones de Maxwell de forma completamente simétrica ante un intercambio de las cargas magnéticas y eléctricas. Un campo magnético tiene siempre asociados dos polos magnéticos (norte y sur), al igual que un imán. Si se corta un imán en dos partes, cada una tendrá a su vez dos polos magnéticos. Si se sigue el proceso hasta tener únicamente un electrón girando en una órbita, el campo magnético que genera tiene, también, dos polos. Por tanto, clásicamente, los monopolos no existen).

También podemos pensar que existe el enigma de la formación de estructur ya que estructuras tales como estrellas y galaxias se han formado del aparentemente universo temprano altamente homogéneo. Es más, nos asombra por qué el universo tiene aparentemente sólo tres dimensiones espaciales cuando los resultados teóricos recientes y profundos recomiendan o favorecen las ventajas enormes de contar con la alta dimensionalidad.

Se encuentra que todas estas cuestiones parecen estar relacionadas de una u otra manera en la cual el universo se expande y que al menos alguno de ellos pueda ser resuelto mediante la hipótesis de la "Inflación", la cual afirma que existió un periodo de muy rápido, en verdad exponencial, crecimiento del tamaño del universo a edad muy temprana. En lo que sigue se examina de forma más precisa las dificultades señaladas anteriormente.

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