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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