La inflación cósmica es un conjunto de propuestas en el marco de la física teórica para explicar la expansión ultrarrápida del universo en los instantes iniciales y resolver el llamado problema del horizonte.

Introducción Fue la primera propuesta hecha por el físico y cosmólogo estadounidense Alan Guth en 1981A. H. Guth, "The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems", Phys. Rev. D 23, 347 (1981). e independientemente Andréi Linde,A. Linde, "A New Inflationary Universe Scenario: A Possible Solution Of The Horizon, Flatness, Homogeneity, Isotropy And Primordial Monopole Problems", Phys. Lett. B 108, 389 (1982). y Andrea Albrecht junto con Paul SteinhardtA. Albrecht y P. J. Steinhardt, "Cosmology For Grand Unified Theories With Radiatively Induced Symmetry Breaking," Phys. Rev. Lett. 48, 1220 (1982). le dieron su forma moderna.

Aunque el mecanismo responsable detallado de la física de partículas para la inflación se desconoce, la imagen básica proporciona un número de predicciones que se han confirmado por pruebas observacionales. La inflación es actualmente considerada como parte del modelo cosmológico estándar de Big Bang caliente (una actualización de la teoría antigua, que, de todos modos, tiene la misma idea principal). La partícula elemental o campo hipotético que se piensa que es responsable de la inflación es llamada inflatón.

La inflación sugiere que hubo un periodo de expansión exponencial en el Universo muy pre-primigenio. La expansión es exponencial porque la distancia entre dos observadores fijos se incrementa exponencialmente, debido a la métrica de expansión del Universo (un espacio-tiempo con esta propiedad es llamado un espacio de Sitter). Las condiciones físicas desde un momento hasta el siguiente son estables: la tasa de expansión, dada por la constante de Hubble, es casi constante, lo que lleva a altos niveles de simetría. La inflación es a menudo conocida como un periodo de expansión acelerada porque la distancia entre dos observadores fijos se incrementa a una tasa acelerante cuando se mueven alejándose. (Sin embargo, esto no significa que el parámetro de Hubble se esté incrementando, ver parámetro de deceleración).

El 17 de marzo de 2014, los astrofísicos del BICEP2 anunciaron la presunta detección de ondas gravitacionales inflacionarias al observar modos-B en la polarización del fondo cósmico de microondas. Los modos B en el fondo cósmico de microondas podrían ser debidos a la teoría de la inflación de Guth y para el Big Bang.

Motivación La inflación resuelve varios problemas en la cosmología del Big Bang que fueron señalados en los años 1970.Gran parte del contexto histórico está explicado en los capítulos 15-17 de Peebles (1993). Estos problemas vienen de la observación que para parecerse a como es el universo hoy, el universo tendría que haber empezado de unas condiciones iniciales "especiales" o muy puestas a punto cerca del Big Bang. La inflación resuelve estos problemas proporcionando un mecanismo dinámico que conduce al universo a este estado especial, de esta manera formando un universo como el nuestro mucho más natural en el contexto de la teoría del Big Bang.

La inflación cósmica tiene el efecto importante de resolver heterogeneidades, anisotropía y la curvatura del espacio. Esto pone al universo en un estado muy simple, en el que está completamente dominado por el campo inflatón y las únicas heterogeneidades significativas son las débiles fluctuaciones cuánticas en el inflatón. La inflación también diluye partículas pesadas exóticas, como los monopolos magnéticos predichos por muchas extensiones del modelo estándar de física de partículas. Si el universo estuviese lo suficientemente caliente como para formar tales partículas anteriores al periodo de inflación, no serían observados en la naturaleza, ya que serían tan raras que es bastante probable que no haya ninguna en el universo observable. Juntos, estos efectos se llaman el "teorema de no pelo inflacionario"Kolb y Turner (1988). por analogía con el teorema de no pelo para los agujeros negros.

El "teorema de ausencia de pelo" es esencialmente porque el universo se expande por un factor enorme durante la inflación. En un universo en expansión, las densidades de energía generalmente cae según se incrementa el volumen del universo. Por ejemplo, la densidad de la materia (polvo) "fría" ordinaria es proporcional a la inversa del volumen: cuando las dimensiones lineales se duplican, la densidad de energía cae en un factor de ocho. La densidad de energía en la radiación cae incluso más rápidamente según se expande el universo: cuando las dimensiones lineales se duplican, la densidad de energía de radiación cae en un factor de dieciséis. Durante la inflación, la densidad de energía en el campo inflatón es casi constante. Sin embargo, la densidad de energía en heterogeneidades, curvatura, anisotropías y partículas exóticas está descendiendo y a con una inflación suficiente estas se hacen insignificantes. Esto deja un universo vacío, plano y simétrico que es llenado de radiación cuando la inflación termina.

Un requisito clave es que la inflación tiene que continuar lo suficiente para producir el universo observable actual de un simple y pequeño volumen de Hubble inflacionario. Esto es necesario para asegurar que el universo parece plano, homogéneo e isótropo en las escalas observables mayores. Este requisito es generalmente pensado que se satisface si el universo se expandió con un factor de al menos 1026 durante la inflación.Esto es normalmente citado como 60 e-pliegues de expansión, donde e60 ≈ 1026. Es igual a la suma de la expansión desde el recalentamiento, que es aproximadamente Einflación/T0, donde T0 = 2.7 K es la temperatura del fondo de radiación de microondas actualmente. Ver, p. ej. Kolb y Turner (1998) o Liddle y Lyth (2000). Al final de la inflación, ocurre un proceso llamado recalentamiento, en el que las partículas inflatón decaen en la radiación que empieza el caliente Big Bang. No se conoce cuanto duró la inflación, pero se piensa que fue extremadamente corta comparado con la edad del universo. Asumiendo que la escala de energía de inflación está entre 1015 y 1016 eV, como se sugiere en los modelos más simples, el periodo de inflación responsable del Universo observable probablemente duró unos 10-33 segundos. Esto viene de las ecuaciones de Friedmann, que, escritas en términos del tiempo de Hubble es , donde es la constante de Newton. La inflación se espera que dure al menos 60 tiempos de Hubble. Esta es una cota inferior, sin embargo. La época de la inflación en general podría haber sido algo más larga.

Problema de la planitud y el ajuste fino

Existe evidencia de que a gran escala nuestro universo parece muy cercano a la planitud, y por tanto su curvatura global es cerca de cero (obviamente localmente esto no se cumple, especialmente cerca de estrellas supermasivas o agujeros negros). Dado que el parámetro de densidad Ω se relaciona con la curvatura K, la constante de Hubble H y el factor de escala a mediante la relación:A. R. Liddle & D. H. Lyth, p. 37

sólo si inicialmente K = 0, el valor de Ω se mantiene constante (en ese caso, Ω = 1). Pero si la curvatura no es exactamente cero, entonces Ω(t) se aleja de 1 a medida que el universo se expande, de hecho para un universo como el nuestro dominado por la materia:

Por lo que, si actualmente el valor de Ω es cercano a 1, eso implica que al principio del universo todavía era mucho más cercano a 1, es decir, cerca de la planitud ideal. Las estimaciones sugieren que en el momento del inicio de la nucleosíntesis debió tenerse:

Como parece improbable que por simple azar Ω haya quedado tan cerca del valor 1, la inflación es un mecanismo que podría explicar por qué el universo quedó tan finamente sintonizado alrededor del valor Ω = 1, ya que muchos cosmólogos consideran que no es azar que de entre muchos posibles valores el universo tenga un valor tan cercano precisamente al valor que implica planitud.

Problema del horizonte

El problema del horizonte es el problema de determinar por qué el universo parece estadísticamente homogéneo e isótropo de acuerdo con el principio cosmológico. Las moléculas de gas en un bote de gas están distribuidas homogénea e isotrópamente porque están en equilibrio térmico: el gas a través del bote ha tenido suficiente tiempo para interactuar, para disipar las heterogeneidades y las anisotropías. La situación es bastante diferente en el modelo del Big Bang sin inflación, porque la expansión gravitacional no da al Universo primigenio suficiente tiempo para equilibrarse. En un Big Bang en el que solo hay la materia y la radiación conocida en el modelo estándar, dos regiones ampliamente separadas del universo observable no pueden haberse equilibrado porque nunca han entrado en contacto causal: en la historia del universo, volviendo a los primeros tiempos, no ha sido posible enviar una señal de luz entre las dos regiones. Como no tienen interacción, es imposible que se equilibren. Esto es porque el radio de Hubble en un Universo dominado de materia o radiación se expande mucho más rápidamente que las longitudes físicas y tales puntos que están incomunicados se comunican. Históricamente, dos soluciones propuestas fueron el universo Fénix de Georges Lemaître,, en inglés en Gen. Rel. Grav. 29:641-680, 1997. el relacionado universo oscilante de Richard Tolman, Reeditado (1987) Nueva York: Dover ISBN 0-486-65383-8. y el universo Mixmaster de Charles Misner. Lemaître y Tolman propusieron que un universo experimentando varios ciclos de contracción y expansión podría llegar a un equilibrio térmico. Sus modelos fallaban, sin embargo, por la acumulación de la entropía a través de varios ciclos. Misner hizo la (últimamente incorrecta) conjetura de que el mecanismo Mixmaster, que hacía el universo más caótico, podría conducir a la homogeneidad estadística y a la isotropía.

Problema de la monotonía

Otro problema es el problema de la monotonía (que algunas veces se conoce como una de las coincidencias de Dicke, con la otra siendo el problema de la constante cosmológica). En los años 1960 se conocía que la densidad de materia en el universo era comparable a la densidad crítica necesaria para un universo plano (esto es, un universo cuya gran escala geométrica es la usual geometría euclidiana, en vez de una geometría no euclídea hiperbólica o esférica. Por tanto, a pesar de la forma del universo, la contribución de la curvatura espacial a la expansión del universo no podría ser mucho mayor que la contribución de la materia. Pero según se expande el universo, la curvatura del desplazamiento hacia el rojo es más lenta que la materia y la radiación. Extrapolando en el pasado, se presenta un problema de puesta a punto porque la contribución de la curvatura al Universo tendría que ser exponencialmente pequeña (dieciséis órdenes de magnitud menos que la densidad de radiación en la nucleosíntesis del Big Bang, por ejemplo). Este problema está exacerbado por las recientes observaciones de la radiación de fondo de microondas que han demostrado que el Universo es plano hasta la precisión de un porcentaje pequeño.

Problema del monopolo magnético