La teoría de la inflación explica la aparente consistencia del universo proponiendo que el universo temprano creció de manera exponencial durante 1E-36 segundos. ¿No sería una explicación más simple que el universo simplemente es más viejo y que la homogeneidad proviene de un crecimiento más lento y constante? ¿Hay alguna evidencia que descarte un universo en crecimiento lento y apoye la teoría de la inflación?
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Chris Jester-Young
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La razón principal (y original) para la propuesta de la teoría inflacionaria fue el problema del horizonte. Es decir, el hecho de que el universo sea tan increíblemente homogéneo e isotrópico a pesar de que algunas partes del universo parecen estar demasiado lejos para haber intercambiado energía. La inflación en el universo temprano es una explicación poderosa para esta observación intrigante. También cabe destacar el problema de la planitud, que la inflación también ayuda a abordar.
Por supuesto, hay varias otras teorías para explicar estos problemas, no relacionadas de ninguna manera con la inflación, como la teoría de la velocidad variable de la luz (VSL). Sin embargo, estas están bajo investigación activa y aún no son ampliamente aceptadas.
Bob Cross
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Personalmente, creo que los argumentos estándar aún no son concluyentes. El problema del horizonte, o el problema de la homogeneidad, puede ser explicado asumiendo que la condición inicial es homogénea, sin asumir que el contacto causal en el universo temprano haya suavizado las inhomogeneidades. Puedes objetar que una condición inicial homogénea es "poco natural", pero dado que sabemos tan poco sobre la singularidad del Big Bang, no se puede decir nada concluyente al respecto. El problema del monopolio solo es un problema si crees que los monopolios existen, lo cual no tiene evidencia empírica hasta ahora. El problema de la curvatura, nuevamente, es un problema de "naturalidad", pero carecemos de una definición precisa de naturalidad dada nuestra incapacidad para entender la singularidad del Big Bang.
Mats Fredriksson
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Como señaló Weinberg en su libro Cosmología (nota, esto NO es Gravitación y Cosmología. Él también tiene un libro con ese nombre), la inflación se propuso para explicar 3 problemas:
1) Problema del horizonte
2) Problema de la planitud
3) Problema del monopolio
1) Problema del horizonte: La evolución del factor de escala antes y después del desacoplamiento es $\sqrt{t}$ y $t^{\frac{2}{3}}$. Calculamos la dimensión lineal de los conos de luz hacia adelante y hacia atrás en el momento del desacoplamiento en el modelo del big bang caliente. El radio de este cono de luz es el tamaño físico de la región en la superficie de la última dispersión de la cual recibimos la radiación de fondo de microondas. El radio del cono de luz hacia atrás es $l_{B} \approx 3(t_{dec}^{2}t_{0})^{1/3}$ ($t_{0}$ es el tiempo presente). El radio del cono de luz hacia adelante es $l_{F} = 2t_{dec}$. La relación $R \equiv \frac{l_{B}}{l_{F}} \approx 70$. La longitud de onda física asociada con las perturbaciones cosmológicas crece más rápido que el radio de Hubble a medida que retrocedemos en el tiempo. Si un mecanismo causal es responsable de las inhomogeneidades, entonces estas escalas deberían estar dentro de la escala de Hubble en el universo muy temprano. Esto es posible si la longitud de onda asociada a las perturbaciones disminuye más rápido que el radio de Hubble a medida que retrocedemos en el tiempo. Entonces, $-\frac{d}{dt}\left( \frac{\lambda}{d_{H}}\right) <0 $ ($d_{H}$ es el radio de Hubble). Esto conduce a $\ddot{a} >0$. En la mayoría de los casos, lo modelamos como un solo campo escalar que causa esta inflación en un fondo de de Sitter (universo dominado por $\Lambda$)
2) Problema de la planitud: Un argumento menos convincente de la inflación. Experimentalmente, observamos un parámetro de curvatura espacial nulo $\Omega_{K} = -\frac{K}{a^2 H^2} = -\frac{K}{a^2}$. Para resolver este problema, asumimos que no sucede mucho al factor de escala cósmico y a la tasa de expansión desde el final de la inflación hasta el comienzo de la era dominada por la radiación es decir $a_{Inflation}H_{Inflation} \approx a_{rad. domination}H_{rad. domination}$. El pequeño valor de $|K|/\dot{a}^2$ podría explicarse tomando $K=0$ es decir un universo espacialmente plano. Sin embargo, la inflación abre la posibilidad de que el universo no sea en absoluto homogéneo e isotrópico y que su aparente planitud de la métrica cósmica sea solo el resultado de la inflación.
3) Problema del monopolio: El Modelo Estándar predice que en un universo temprano y caliente, debe producirse un gran número de monopolios mediante la ruptura de simetría de alguna teoría de calibre única, ya que se encuentra en una escala de energía de aproximadamente $M = 10^{16}$ GeV. Esos monopolios deberían haber persistido hasta nuestros días. Sin embargo, no es el caso.
Entre todos los problemas anteriores, el problema del horizonte es el más serio. Ya que, los otros dos pueden ser explicados por otros mecanismos. Además, cualquier número de $e$-foldings no solo resuelve el problema del horizonte sino también el problema de la planitud y el problema del monopolio.
No puedo entrar en muchos detalles aquí, pero permíteme decir que el crecimiento exponencial trae muchas cosas que vemos a nuestro alrededor en este momento: ausencia de monopolos magnéticos, un universo homogéneo en el que ninguna sección es una sección "preferida" es decir, con una densidad de materia mayor, y muchas más cantidades observables.
De hecho, después de una breve búsqueda encontré un artículo en wiki que indica la mayoría de las cosas que mencioné anteriormente y mucho, mucho más: http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_inflation#Observational_status
Bagrat
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La evidencia está en contra:
Los mapas CMB WMAP son inconsistentes con el modelo cosmológico estándar, desde aquí:
Anomalías de gran angular en el CMB (acceso abierto) y en arXiv - abril de 2010 (mi negrita)
Resumen
...Discutimos estos hallazgos en relación a las expectativas del modelo cosmológico estándar inflacionario ...
Resumen
El estudio de alineaciones en el CMB de bajo ℓ ha encontrado varias peculiaridades. Hemos mostrado que la alineación de los planos del cuadrupolo y octopolo es inconsistente con cielos gaussianos, estadísticamente isotrópicos al menos en el nivel de confianza del 99%. Además, ocurren varias alineaciones (posiblemente relacionadas) en niveles de confianza del 95% o mayores. Combinando estos datos, se obtiene una fuerte indicación de que los mapas CMB WMAP de todo el cielo son inconsistentes con el modelo cosmológico estándar en los grandes ángulos. Aún más peculiar es la alineación del cuadrupolo y octopolo con características del sistema solar (el plano de la eclíptica y el dipolo).Introducción
En este sentido, vale la pena señalar que nuestro registro en predecir las propiedades generales del universo en grandes escalas a partir de principios básicos ha sido bastante pobre. Según el modelo concordante estándar de la cosmología, más del 95% del contenido energético del universo es extraordinario - materia oscura o energía oscura cuya existencia se ha inferido a partir del fracaso del Modelo Estándar de física de partículas más la Relatividad General para describir el comportamiento de los sistemas astrofísicos más grandes que un cúmulo de estrellas - mientras que la homogeneidad e isotropía (y la homogeneidad) del universo se deben a la influencia de un campo de inflatón cuya identidad en la física de partículas es completamente misteriosa incluso después de tres décadas de teorización.Conclusiones ... Se considera ampliamente que el CMB ofrece una fuerte evidencia de apoyo al modelo concordante de la cosmología. De hecho, el acuerdo entre la teoría y los datos es notable - los patrones en las funciones de correlación de dos puntos (TT, TE y EE) de los picos y valles de Doppler son reproducidos detalladamente al ajustar con solo seis (o así) parámetros cosmológicos. Este acuerdo no debe tomarse a la ligera; muestra nuestra precisa comprensión de la física causal en la superficie de última dispersión. Aun así, el modelo cosmológico al que llegamos es barroco, requiriendo la introducción en diferentes escalas y épocas de tres fuentes de densidad de energía que solo se detectan gravitacionalmente - materia oscura, energía oscura y el inflatón. Solo esto debería alentarnos a desafiar continuamente el modelo y estudiar las observaciones particularmente en escalas mayores que el horizonte en el momento de la última dispersión.
Como mínimo, las sondas de las propiedades de gran angular (bajo-ℓ) del CMB revelan que no vivimos en una realización típica del modelo concordante de la inflación ΛCDM.
En el lado teórico: de Michael S. Turner (1997)
Diez cosas que todos deberían saber sobre la inflación
La materia oscura fría, que es un medio importante para probar la inflación, es una teoría de diez parámetros, $h,\Omega_Bh^2,S,n,dn/d\ln{k}, T/S, nT, \Omega_\nu,g_*, \Omega_\Lambda$. Aunque esto es un número intimidante de parámetros, especialmente para una teoría cosmológica, hay buenas razones para creer que dentro de diez años los datos sobre-determinarán estos parámetros. Fundamental para lograr este objetivo son las mediciones de alta precisión y alta resolución de la anisotropía CBR que se realizarán en la próxima década por... ...ΛCDM es consistente con todas las observaciones discutidas aquí, así como otras;...
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La inflación hace tres predicciones sólidas
1 Universo plano
2 Espectro casi invariante de perturbaciones de densidad gaussianas
3 Espectro casi invariante de ondas gravitacionales
El futuro: (obviamente es mi propia perspectiva)
En este nuevo modelo cosmológico Un modelo auto-similar del Universo revela la naturaleza de la energía oscura la Inflación no es necesaria.
Tuve una parte en el artículo, no como autor, y agradezco cualquier crítica
