 Los cosmólogos no inventaron arbitrariamente la peculiar visión sobre el universo que otorga la teoría de la inflación. Más bien, es un producto que nace de una necesidad originada por las complicaciones sin explicar que comporta la vieja idea del Big Bang. Recordemos que el modelo estándar del Big Bang, sostiene que el universo nació aproximadamente hace unos 15 mil millones de años de una singularidad cosmológica en la cual la temperatura y la densidad son infinitamente altas. En consecuencia, lo anterior dificulta los trabajos de investigación cuando se trata de cifras infinitas, ya que ello emplaza a tener que considerar que entonces no operaron la leyes de la física. De ahí, la necesidad de analizar la teoría del Big Bang a partir del momento en que cae la densidad por debajo de la estimada como la de Planck.
Ahora bien, desde que formularon los primeros modelos posiblemente viables del universo inflacionario, la teoría, en su conjunto, empezó a servir de base para una gran cantidad de trabajo que se han realizado sobre el universo primigenio. Como lo vimos en la sección anterior, la teoría en sus reformulaciones predice en forma natural la homogeneidad e isotropía del universo actual y justifica que tenga una geometría espacial prácticamente plana, resolviendo con ello algunos de los irritantes enigmas que hemos venido señalando del modelo estándar del Big Bang.
El universo inflacionario, es uno de los fenómenos teóricos que concitó la atención de los científicos desde que se dieron a conocer los trabajos de Guth y Linde. Cuando astrónomos y físicos estaban estudiando todavía las complejas matemáticas del nuevo modelo inflacionario, un grupo de teóricos tropezó con una inesperada bonificación: El proceso inflacionario no sólo eliminaba las trastornantes problemáticas del Big Bang sino que también parecía producir los precursores necesarios a las estructuras a gran escala que manifiesta el universo contemporáneo.
En el verano del hemisferio norte de 1982, un cierto número de cosmólogos de primera fila se reunieron en la Universidad de Cambridge para un acontecimiento especial llamado el Taller de Nuffield sobre el universo muy primitivo. Entre ellos estaban Guth y Steinhardt, que tomaron parte en las discusiones sobre la formación de las galaxias en un cosmos inflacionario. Las cosas adquirieron un arranque un tanto inestable, puesto que los teóricos estaban preocupados de que la inflación, aplanando las no homogeneidades del universo primitivo, no hubieran dejado demasiadas fluctuaciones de densidad para producir las estructuras de materia observadas en el cosmos de hoy. Entonces un participante señaló que la situación podía salvarse aplicando la teoría cuántica.
El mundo cuántico está gobernado por probabilidades, Por ejemplo, la posición de un electrón no puede describirse con exactitud; todo lo que puede afirmarse es la probabilidad de su existencia en un cierto lugar en un instante dado. Puesto que esta incertidumbre tiene poco impacto en el mundo más allá de la escala de los átomos y las moléculas, los cosmólogos no habían pensado en tener en cuenta su influencia sobre las estructuras cósmicas medidas en años luz. La idea en el taller fue que, en un escenario inflacionario, toda la vastedad del espacio fue en un momento determinado más pequeña que un núcleo atómico. En una región tan diminuta, los efectos cuánticos -partículas probabilistas naciendo y desapareciendo de la existencia- podían producir fácilmente variaciones de densidad que más tarde la inflación agrandara al tamaño de galaxias y cúmulos.
Excitados por este nuevo concepto, los cosmólogos de Nuffield se repartieron en grupos de trabajo para desarrollar las matemáticas que introdujeran las fluctuaciones cuánticas en la teoría inflacionaria. Después de tres semanas de discusiones y desacuerdos, llegaron a una respuesta que parecía sorprendentemente familiar. Los agrupamientos resultantes se parecían a los contornos del universo post Big Bang predicho hacía casi una década por el cosmólogo soviético Yakov B. Zel'dovich. Esto era un buen auspicio, puesto que el modelo de Zel'dovich proporcionaba la mejor explicación existente para la forma y estructura actuales del cosmos.
| Figura.- 16.03.01.01 La ilustración computarizada, representa al modelo inflacionario caótico de Linde. Debajo de la línea punteada, se representan fluctuaciones cuánticas que producen el crecimiento de los campos escalares. Ese crecimiento, es el causante de la creación de regiones cósmicas inflactadas. Según este modelo de Linde, el espacio en que cohabitamos sería una especie de valle cósmico, donde se generan fuertes presiones inflacionarias.
Servicio de Artes Visuales de la Universidad de Stanford. |
Desde entonces, el interés de los teórico por el modelo de un universo inflacionario se incrementó. Primero aparece el trabajo desarrollado por Andreas Albrecht y Paul Steinhardt de la Universidad de Pensylvania y, más tarde, un nuevo estudio de Alan H. Guth en conjunto con Paul J. Steinhardt «The Inflationary Universe». En ambos trabajos, se recogieron los problemas del primer modelo de inflación cósmica ¼s de Guth. Pero siguieron siendo formulaciones teóricas complicadas y poco realistas.
En el año 1985, Andrei Linde hizo la presentación de un modelo de inflación cósmica reformulado, en el cual las nuevas ideas vertidas en él, abrieron el camino para que la teoría del universo inflacionario adquiriera las condiciones de viable y realista que hasta ahora goza. Linde llegó a la conclusión que la inflación surge con toda naturalidad de muchas teorías sobre partículas elementales, incluyendo un modelo simple de campos escalares, que trataremos con alguna detención más adelante. Según las ideas matrices del nuevo modelo de Linde, el cual lo bautizó como «la inflación caótica», no es necesario la concurrencia de los efectos de una gravedad cuántica; de transiciones de fases; de superenfriamiento, o hasta de que el universo era supercaliente en sus principios. Sólo es necesario considerar todas las clases posibles y valores de los campos escalares durante el período del universo primigenio y, luego, comprobar si cada uno de ellos conduce hacia la inflación. Aquellos lugares donde la inflación no ocurre permanecen pequeños. Por el contrario, donde la inflación se produce crecen exponencialmente y dominan el volumen total del cosmos. Como los campos escalares pueden crecer arbitrariamente durante el principio del universo, el nombre de «inflación caótica» proviene de ese fenómeno.
El modelo de la inflación caótica es hermoso y simple. La verdad, es que cuesta concebir cómo no se pensó en él antes. Quizá, se debió a que los teóricos se encontraban excesivamente preocupados en encontrar ajustes para los problemas de la teoría del Big Bang. Además, se ritualizó en exceso la idea de que el universo se creó en su totalidad de un solo golpe; que en sus comienzos era extremadamente caliente, y de que el campo escalar primigenio contaba con un mínimo de energía potencial. Una vez que esas premisas se han ido relajando en la mentalidad de los físicos, se ha ido considerando de que la inflación dicta de ser un fenómeno exótico invocado por algunos teóricos para encontrar soluciones arbitrarias a problemas cosmológicos. En realidad, la inflación ha llegado a constituirse como un hecho general que emerge de una amplia gama de teorías de partículas elementales.
Podría pensarse que una expansión rápida y simultánea del universo, que soluciona muchísimos y serios problemas teóricos cosmológicos sería una muy buena solución inventada por los físicos para soslayar lo insolucionable. Pero la verdad es que, si se considera un extendido proceso de inhomogeneidad producido por una inflación cósmica, entonces es factible explicar cómo se formaron las galaxias. Con solamente homogeneidad no habrían galaxias, ni planetas, ni vida.
Se trata de una inhomogeneidad proveniente de efectos cuánticos. Según la mecánica cuántica, el vacío del espacio no es tal. El vacío está lleno de pequeñas fluctuaciones cuánticas. Estas fluctuaciones podrían ser ondas, u ondulaciones de campos físicos. Esas ondas cuentan con todas las longitudes de ondas posibles y se mueven en todas las direcciones. No son observables, dado que tienen una efímera vida y son microscópicas.
En el universo inflacionario, la estructura del vacío se hace algo más complicada. La inflación expande las ondas rápidamente. Una vez que las longitudes de las ondas se hacen lo suficientemente grande, las ondulaciones comienzan a sentir los «efectos» de la curvatura del universo. En esos momentos, ellas dejan de moverse debido a la viscosidad del campo escalar (cuando tratemos el tema de los campos escalares, veremos que las ecuaciones que los describen contienen un término de fricción).
Las primeras fluctuaciones que se superenfrían son aquellas que tienen grandes longitudes de onda. Ahora, como el universo sigue extendiéndose, las nuevas fluctuaciones que se expanden se van enfriando al encaramarse en la cima de otras ondas ya superenfriadas. Cuando esas fluctuaciones arriban a esta etapa dejan de ser ondas cuánticas, ya que la mayor parte de ellas han llegado a tener longitudes de onda sumamente grandes. Como estas ondas son inmóviles y, a su vez, perennes, generan perturbaciones en los valores de los campos escalares, realzándolos en unas áreas y contrayéndolos en otras. Estas perturbaciones en los campos escalares son las causantes de las fluctuaciones de densidad del universo que es crucial para la formación subsecuente de las galaxias.
El Valor de "Q"
En el proceso teórico de la inflación del cual se desprende la formación de las galaxias, se encuentra otro dividendo importante para la cosmología. En efecto, La inflación puede explicar lo plano y la inmensidad del universo; pero además puede dar cuenta del sorprendente número Q* cuyo valor (10-5) caracteriza la energía de las ondulaciones que originaron las estructuras cósmicas. En esa reunión, que ya hemos hecho mención, realizada en Cambridge en 1982, y cuando la inflación aún era un concepto en ciernes, los principales científicos asistentes y autoridades en la materia, debatieron para ver la factibilidad de dilucidar que relación pudo haber tenido ésta con las fluctuaciones. Al principio, el resultado fue frustrante: el valor más «natural» de Q parecía ser 1 y no 10-5.
Las fluctuaciones que originaron los cúmulos y supercúmulos galácticos, o las aún mayores detectadas por el COBE, son el resultado de procesos cuánticos ocurridos en un estado cósmico primigenio, cuando el universo era más pequeño que una bolita o canica. En el concierto actual de la evolución de la física teórica comprendemos la dependencia entre Q y los detalles de la inflación: podemos formular supuestos específicos acerca de la física de la inflación, trabajar las matemáticas y hallar, para cada supuesto, la forma que deberían adoptar las ondulaciones. Comparando el resultado de estos cálculos con las observaciones, podemos estrechar el rango de teorías físicas razonables. Sin embargo, el guarismo 10-5 aún no se le halla una explicación natural.
La observación de la radiación cósmica de fondo y de los cúmulos y supercúmulos galácticos permite estudiar la era de la expansión inflacionaria (10-36 segundos) a través de observaciones empíricas, igual que estudiamos las condiciones físicas de los primeros segundos a través de las abundancias presentes de helio y deuterio. Tenemos aquí una interacción entre teorías bien construidas (aunque especulativas) y datos que pueden constreñirlas, lo que hace que las teorías inflacionarias se enmarquen plenamente en el ámbito de la ciencia seria. |
