Diferencia entre revisiones de «Inflación cósmica»
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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 condiderada como parte del estándar [[Big Bang]] cosmológico caliente. La [[partícula elemental]] o [[campo (física)|campo]] hipotético que se piensa que es responsable de la inflación es llamada '''[[inflatón]]'''.
El mecanismo de [[cascada de división y elongación de fotones]] (CDEF) que precede la formación de materia fue propuesto para explicar la elongación de la radiación de fondo cósmico (Cosmic Microwave Background: CMB) por Alfredo Bennun, Rutgers University. Este modelo fue sometido a una simulación donde se propone que la energía primordial se pueda describir como una radiación, lo cual permite caracterizar la misma en función de su longitud de onda aunque de naturaleza física no esté establecida. Así esta radiación de ultra rápida frecuencia (v) y ultra pequeña longitud de onda (λ) podría evaluarse como fotones de muy alta energía limitada por la constante de Planck (<math>10^{22}</math> Mega Electrón Volts). Éstos serían inicialmente confinados dentro de un espacio tridimensional del orden de un radio Fermi <math>10^{-13}</math> cm) evitando la naturaleza puntual y por lo tanto no física de una [[singularidad espaciotemporal]]. Se consideró la cascada como una secuencia reiterada 66 veces o sea, de <math>(1 x 2)^{66}</math> divisiones de los fotones iniciales pero el incremento inicial del radio del universo se lo expresa en base 4 y exponencial 66 o <math>(1x2x2)^{66}</math> porque en cada división o partición de los fotones simultáneamente se dobla su número y la amplitud de longitud de onda. Ambos procesos no están limitados por la velocidad de la propagación de la luz en el espacio porque implican transiciones de la amplitud del espacio tiempo. Este mecanismo expansivo y antagónico a la atracción gravitatoria es por lo tanto asimilable a la constante cosmológica de Einstein y es totalmente diferente al propuesto por [[Alan Guth]] aunque se obtienen valores similares a los que son estándar para caracterizar el final del escenario de inflación.
== Vista previa ==
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, llamado 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]]).
La inflación cósmica tiene el efecto importante de resolver [[homogeneidad (física)|heterogeneidades]], [[anisotropía]] y la [[Forma del Universo|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 dilute 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 llamar el "teorema de no-pelo inflacionario"<ref>Kolb y Turner (1988).</ref> por analogía con el [[teorema de no-pelo]] para los [[agujeros negros]].
El teorema de "no-pelo" esencialmente porque el Universo se expande por un factor enorme durante la inflación. En un Universo en expansión, las [[densidad de energía|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 dieciseis. 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, 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 está generalmente pensado para satisfacerse su el Universo se expandió con un factor de al menos 10<sup>26</sup> durante la inflación.<ref>Esto es normalmente citado como 60 ''e''-pliegues de expansión, donde ''e''<sup>60</sup> ≈ 10<sup>26</sup>. Es igual a la suma de la expansión desde el recalentamiento, que es aproximadamente ''E''<sub>inflación</sub>/''T''<sub>0</sub>, donde T<sub>0</sub> = 2.7 [[Kelvin|K]] es la temperatura del fondo de radiación de microondas actualmente. Ver, ''p. ej.'' Kolb y Turner (1998) o Liddle y Lyth (2000).</ref> Al final de la inflación, ocurre un proceso llamado ''recalentamiento'', en el que las partículas [[inflatón]] [[Radiactividad|decaen]] en la radiación que empieza el caliente Big Bang. No se conoce cuando duró la inflación, pero normalmente se piensa que fue extremadamente corta comparado con la edad del Universo. Asumiendo que la escala de energía de inflación está entre 10<sup>15</sup> y 10<sup>16</sup> [[eV]], como se sugiere en los modelos más simples, el periodo de inflación responsable del Universo observable probablemente duró unos 10<sup>-33</sup> segundos.<ref> Esto viene de las [[ecuaciones de Friedmann]], que, escritas en términos del tiempo de Hubble es <math>3t^{-2}=8\pi G(10^{15}\mathrm{eV})^4</math>, donde <math>G</math> 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.</ref>
== Motivación ==
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