Universo Inflacionario: Parte V – Modelo original de Inflación

Empezamos con la descripción de los modelos de inflación. Para afrontar el estudio de la inflación vamos a considerar que tenemos un campo escalar en todo el universo y que debido a su comportamiento provoca la expansión exponencial del mismo. Hablamos de los campos escalares y sus potenciales en:  Parte IV – Campo escalar y potenciales.

La idea es la de presentar poco a poco el modelo y de discutir sus puntos débiles. Dedicaremos otras entradas a ver qué señales observacionales predicen y cómo podemos decidir entre un modelo y otro.

En esta entrada nos ocuparemos del conocido como Modelo original de Inflación o modelo viejo de inflación.  Este modelo fue introducido en 1981 (hay controversia acerca de quién propuso antes la inflación, pero no entraremos en los aspectos históricos ahora) por Alan Guth.

Anécdota 1:

Este señor estaba preocupado por su futuro. Estaba en época postdoctoral y temía no conseguir plaza. Así que empezó a trabajar en el campo de la física de partículas y cosmología.  Se preguntó por qué no había monopolos en el universo. Y como resultado encontró la inflación.  Ni que decir tiene que consiguió plaza después.

Anécdota 2:

Un profesor mío que estaba por aquella época en el MIT vio anunciada una charla llamada:  INFLATION. Decidió no acudir porque no estaba interesado en economía. (Por aquel entonces en USA había un problema con la inflación económica). Una mala decisión sin duda, era la primera vez que se contaba esto en público.

Plan para estas entradas

1.-  En todas estas entradas, y mientras no se diga lo contrario, supondremos que tenemos un campo escalar. Debido a que el universo sabemos que es homogéneo, imponemos que en el inicio este campo no podía depender de las posiciones, es decir, todas las posiciones tenían que tener el mismo valor del campo. Así que sólo puede ser función del tiempo. Dado que en el universo la temperatura del mismo (o su energía) decrecía con el tiempo, igualmente podemos considerar este campo escalar como función de la temperatura.

2.-  Lo que define a un modelo inflacionario es la elección del potencial del campo escalar.

3.-  Distintos modelos darán lugar a comportamientos distintos del universo. Distintas formas de empezar y terminar la inflación. Distintas señales observacionales en la radiación cósmica de fondo.

4.-  Hoy día, gracias a las medidas de gran precisión de la radiación cósmica de fondo, estamos en disposición de ir descartando modelos.

El potencial

Instantes después de crearse el universo el campo escalar tenía un potencial dado cuya forma viene determinada por la temperatura del universo.  Conforme el universo se expande, se enfría y el perfil del potencial cambia.  En el modelo que nos ocupa lo hace de este modo:

Conforme la temperatura del universo baja el potencial adquiere un mínimo total muy pronunciado en cuanto se supera una determinada temperatura crítica Tc. Pero inicialmente el mínimo estaba justo a la izquierda de esa gráfica.  Resulta que durante la evolución del universo la bajada de temperatura por debajo de Tc es muy rápida así que el campo se queda atrapado en el valor que tenía inicialmente, a este estado lo llamamos falso vacío.

Pero en cuanto bajamos de Tc, el potencial tiene un nuevo mínimo de energía y sabemos que los sistemas físicos prefieren estos estados. En este contexto el campo intentará bajar de energía y llegar al mínimo absoluto, lo que se conoce como vacío verdadero.

Consecuencias

El campo quiere tomar el valor que le permite estar en su mínimo absoluto de energía, en su vacío verdadero. Para eso tiene que solventar el problema de que para ir del falso vacío al vacío verdadero tiene que superar una barrera de potencial.  En principio esto no puede hacerlo, no tiene energía suficiente como para superar tal barrera. Pero la cuántica nos dice que existe una posibilidad de que ocurra esto, lo que es un ejemplo del conocido efecto túnel.

¿Qué significa todo esto?

a)  El universo está inicialmente en lo que se llama falso vacío. Este es un estado que no tiene la mínima energía posible.  Por sus características, que discutiremos en una próxima entrada, el universo en el falso vacío se empieza a expandir exponencialmente.

b) El campo escalar intenta ir al vacío verdadero y esto lo hace por efecto túnel. Sin embargo, el proceso que lo lleva a pasar de un vacío al otro no puede darse en todo el universo a la vez sino por regiones.  Es lo que se llama una nucleación por burbujas. Es decir, el campo irá cayendo al vacío verdadero por regiones. En este paso la inflación (expansión exponencial) se para dentro de esta región. Esencialmente estamos hablando de una transición de fase.

Esto puede parecer raro a simple vista pero no lo es tanto. Es justo lo que ocurre en una ebullición lenta del agua. Se genera una nucleación de burbujas de vapor dentro de la fase líquida:

 d)  Se van creando aleatoriamente burbujas dentro de la fase de falso vacío que  sigue  expandiéndose de forma inflacionaria.

¿Cómo se para la inflación y llegamos a nuestro universo?

Pues aquí tenemos el problema gordo de este modelo. Inicialmente se pensaba que las burbujas se irían encontrando y fusionarían sus «paredes» de forma que el universo en el que vivimos estaría generado por la fusión de todas estas burbujas creadas por el paso del falso vacío al vacío verdadero.  Pero, oh amigo, los cálculos mostraban que las burbujas nunca se encontraban.

Resulta que la burbuja crece lento sumergida en un universo en falso vacío expandiéndose como loco. Esto impide que las burbujas de vacío verdadero puedan fusionarse.

-Bueno, pues nuestro universo está dentro de una burbuja.

Esto sería lo lógico, pero hay otro problema.  Si esto fuera así nuestro universo no presentaría el grado de homogeneidad que vemos. Además el tamaño de la burbuja no sería el adecuado, demasiado pequeña.

Así que por estos motivos y algún otro el modelo fue descartado casi a la misma vez que se propuso. Sin embargo, la idea de una fase inflacionaria caló y pronto se encontraron otros modelos que mejoraron estos aspectos. Los discutimos en próximas entregas.

Nos seguimos leyendo…