Qué condiciones hacen la probabilidad para la Inflación Cósmica una vez comenzó a parar. Por ejemplo, la física cuántica dice que una vez iniciada la inflación hay una probabilidad, digamos del 80%, de que se detenga y de que la energía oscura se descomponga en materia ordinaria y radiación. Pero, ¿qué es lo que hace que la inflación se detenga?
Respuestas
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Giórgenes
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Se trata de un campo de investigación abierto y activo, por lo que la conclusión es que nadie lo sabe.
De hecho, es una incógnita si hubo inflación o no. Sin embargo, existen pruebas razonables a favor de la hipótesis de la inflación: el hecho de que resuelva los problemas de planitud y horizonte, y el hecho de que pueda generar de forma natural las fluctuaciones de densidad iniciales que conducen al CMB. Por otro lado, no hay pruebas experimentales que nos digan directamente qué ocurrió entre la inflación y la era dominada por la radiación. Y, hay muchas ideas teóricas que posible pero ninguno de ellos se ve especialmente favorecido.
La historia de vainilla, para la inflación de rodillo lento de un solo campo [1], es que la inflación se produce cuando un campo escalar rueda lentamente por un potencial relativamente plano. La inflación termina cuando el potencial se vuelve lo suficientemente empinado como para que el rodamiento lento ya no sea posible. Más concretamente, existen los denominados parámetros de "balanceo lento \begin{eqnarray} \epsilon &=& \frac{m_{\rm pl}^2}{16\pi} \left(\frac{V'(\phi)}{V(\phi)}\right)^2 \\ \eta &=& \frac{m_{\rm pl}^2}{8\pi} \frac{V''(\phi)}{V(\phi)} \end{eqnarray} donde $m_{\rm pl}$ es la masa de Planck y $V$ , $V'$ y $V''$ se refieren al potencial de campo escalar, a la primera derivada con respecto al campo y a la segunda derivada con respecto al campo, cuando el campo toma el valor $\phi$ . La inflación puede producirse cuando estos parámetros son mucho menores que uno, lo que equivale a decir que el potencial es plano (sus derivadas son pequeñas). Cuando el inflatón alcanza una parte empinada del potencial, la inflación termina.
Cuando el inflatón acelera, "de alguna manera" decae en partículas del Modelo Estándar. Esto podría ocurrir a través de varios procesos diferentes. La versión básica de este proceso es el "recalentamiento", en el que las partículas del inflatón presentes debido a que el campo del inflatón se encuentra en un estado excitado, decaen en partículas del Modelo Estándar. Esto se describe con más detalle en la Sección 3.1 de [2], y las referencias allí incluidas. Este escenario es "básico" en el sentido de que la física es relativamente sencilla de entender y calcular, dado un modelo.
También existen escenarios más complicados ("complicados" en el sentido de "más difíciles de manejar matemáticamente", no "complicados" en el sentido de ser una hipótesis menos probable) en los que el acoplamiento entre el inflatón y las partículas del Modelo Estándar depende del valor del inflatón. A medida que el inflatón alcanza el final de la inflación y oscila en torno al mínimo de su potencial, bombea energía a los campos del modelo estándar en un proceso no perturbativo, similar a la "resonancia paramétrica", o al cambio de frecuencia de un oscilador armónico con el tiempo. Esto recibe el nombre de precalentamiento, y se discute en la Sección 3.2 de [2].
Fernando Briano
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Por ejemplo, la física cuántica dice que una vez iniciada la inflación había una probabilidad, digamos del 80%, de que se detuviera y de que la energía oscura se descompusiera en materia ordinaria y radiación.
En el modelo cosmológico actual, en el que se supone una cuantización efectiva de la gravedad, la probabilidad de que la inflación primaria se detenga está controlada por la expansión continuada debida al Big Bang supuesto originalmente:
[ 
Activado por la simetría que separa la fuerza fuerte, los modelos sugieren una fase inflacionaria extraordinaria
En el modelo mecánico cuántico particular, la inflación se detiene cuando la expansión continua del Big Bang (enfriamiento de los constituyentes, es decir, menor energía de momento y desnidad) hace que las energías por unidad de volumen sean demasiado bajas para las interacciones de los inflatones, de modo que después del tiempo en el gráfico la probabilidad es cero.
Ésta sigue siendo una cuestión de investigación abierta, sobre todo porque la gravedad no se ha cuantificado definitivamente.
