Teoría Cosmológica de la Inflación

La teoría del Big Bang fue construida a partir de las contribuciones de Einstein y el astrónomo holandés Willem de Sitter (1917), el físico y matemático belga Georges Lemaitre (1948), el matemático ruso Alexander Friedmann (1922), y por el físico ruso George Gamow y sus dos colegas norteamericanos Robert Herman y Ralph Alpher de la universidad de George Washington. Refinamientos posteriores al modelo mostraron que éste es más preciso si se introduce un mecanismo de "inflación" que genera un crecimiento acelerado del radio del universo haciendo que crezca, en una fracción de segundo, de un valor de una diez millonésima parte del radio de un protón al valor de cien millones de años luz.

La hipótesis inflacionaria, propuesta originalmente en 1980 por Alan H. Guth del MIT y por Andrei D. Linde del Instituto Lebedev de Ciencias Físicas de Moscú, ha sido desarrollada hasta el punto de ser aceptada como elemento esencial del Big Bang ya que resuelve sus más graves problemas.

Los Problemas del Big Bang

El Big Bang tiene dos problemas serios:

El problema de la causalidad (o problema del horizonte): El valor promedio de la temperatura de la radiación cósmica de fondo es el mismo en todas las direcciones. ¿Por qué sucede esto? Según el Big Bang, dos puntos de la esfera celeste separados por más de 2 grados jamás pudieron estar en contacto en el pasado (esto debido a que la velocidad de la luz es finita). Para que el fondo de radiación entre en equilibrio a la misma temperatura es necesario que todos sus puntos puedan tener contacto térmico.
El problema de la planitud: Para entender los argumentos expuestos en esta sección se recomienda ver primero la definición del parámetro de densidad W (Omega en el alfabeto griego). La densidad del universo que observamos hoy es muy cercana a la densidad crítica (es decir W = 0.2 - 1.0). Las ecuaciones de la teoría de la Relatividad General indican que si el parámetro W comenzó con un valor de 1, entonces este valor se mantiene constante a medida que el universo se expande. Pero si al comienzo, W es diferente de 1 con la expansión W se aleja rápidamente de su valor inicial y por lo tanto se esperaría que el valor de W actual sea muy diferente a 1. En resumen, W debe ser exactamente 1 o muy lejos de 1. Esto se debe a que las ecuaciones para la evolución de omega dan una solución de equilibrio inestable en torno al valor de 1. Entonces, ¿Cómo es posible que hoy W sea tan cercano a 1? La geometría del universo es plana para W = 1, de ahí el nombre “Planitud”). ¿Qué indican las observaciones?

La Inflación resuelve los Problemas del Big Bang

A continuación se enumeran los fundamentos y las consecuencias del marco teórico inflacionario desarrollado por Guth, Starobinsky y Linde:

El universo que observamos es apenas una fracción del universo entero. Con la inflación el espacio se expande aceleradamente, la parte del universo que podemos observar está limitada por la velocidad finita de la luz. Estamos en el centro de una esfera (de radio = edad del universo * velocidad de la luz) más allá de la cual no podemos saber nada. Este límite se llama el horizonte.
La inflación explica el origen del universo a partir de la nada (vacío). Si consideramos la naturaleza cuántica de la materia y los campos el vacío no es una entidad carente absolutamente de energía. El principio de incertidumbre de Heisemberg permite la aparición repentina de pares partícula-antipartícula que rápidamente desaparecen. La existencia de estos pares virtuales forma una presión negativa (esta posibilidad se llama el efecto Casimir y ha sido verificada experimentalmente).
En la teoría de la Relatividad General no solamente la densidad de masa es fuente de atracción gravitacional. La gravedad resulta de la suma de la densidad de masa (energía) y la presión. Si esta suma es positiva la gravedad es atractiva (como lo decía Newton), y si la suma es negativa la gravedad es repulsiva.
En el modelo inflacionario el universo al comienzo del tiempo pasa por una época en la que el vacío provee suficiente presión negativa para provocar una expansión acelerada del espacio. Esta burbuja puede brotar espontáneamente a partir del vacío por un proceso que en mecánica cuántica se llama efecto “túnel”.
El problema del horizonte desaparece con la inflación ya que toda la región del universo a la que tenemos acceso proviene de una región muy pequeña antes de la inflación dentro de la cual todas sus partes estaban en contacto causal.
El problema de la planitud también queda resuelto con la inflación. El proceso de la expansión acelerada hace que la curvatura del espacio tienda siempre hacia una geometría plana (W = 1). Este proceso es similar a lo que ocurre cuando inflamos un globo hasta alcanzar un tamaño muy grande, por ejemplo si nos imaginamos que la Tierra es el globo inflado podemos apreciar que a escalas humanas la curvatura de la Tierra es imperceptible (la Tierra parece plana).
El modelo explica el espectro de perturbaciones primordiales en la distribución de materia. Estas fluctuaciones crecen por acción de la gravedad y dan origen a la formación de galaxias y estructura en el universo. En el modelo inflacionario las perturbaciones en la densidad son producidas por fluctuaciones cuánticas del vacío. Las predicciones del modelo indican que la amplitud de las fluctuaciones es la misma para todas las escalas (por escala se entiende el tamaño de las regiones afectadas por la fluctuación en densidad). Esta predicción es consistente con las observaciones de anisotropias en la radiación cósmica de fondo.