El pasado día 21 de Marzo de 2013 y tras varios años de espera la ESA publicó oficialmente los primeros resultados de los datos recopilados por el satélite Planck. Estos datos mejoran los ya obtenidos por WMAP-9 sobre el análisis del fondo cósmico de microondas (CMB por sus siglas en inglés). Estos nuevos datos de Planck confirman el llamado modelo cosmológico estándar que resumidamente nos dice que el Universo es plano y está compuesto en un 69,2 % por energía oscura, en un 25,8% de materia
oscura y un 5% de materia ordinaria.
Sin embargo, uno de los logros más importantes de estos primeros datos de Planck es la confirmación de la inflación cósmica con más de 5 sigmas de confianza estadística (los datos anteriores de WMAP-9 solo alcanzaban 3 sigmas de confianza estadística).
Esto quiere decir que casi con toda seguridad (los próximos datos de Planck nos darán más seguridad aún) la inflación cósmica ocurrió realmente en los primeros inicios de nuestro Universo. Este hecho por si mismo tiene enormes implicaciones y puede
traer consigo importantes cambios conceptuales como la confirmación de que el Universo se extiende muchísimo más allá de los 90.000 millones de años luz de diámetro de nuestro Universo observable.
Por si fuera poco, los primeros datos de Planck permiten ir incluso más allá: podemos empezar a distinguir entre la gran variedad de modelos teóricos para empezar a averiguar que modelo se ajusta más a los datos experimentales y conseguir así vislumbrar los apasionantes detalles de los primeros instantes de nuestro Universo.
La inflación cósmica
La inflación consistió en un periodo de tiempo en el que nuestro Universo se expandió de forma exponencial multiplicando su tamaño en al menos un factor de 1026 en un tiempo de aproximadamente 10-33 segundos ¡el que los datos de Planck hayan confirmado que algo así pudiese ocurrir realmente es ya de por si un logro increíble!
La inflación permite explicar la mayoría de los problemas más importantes de la teoría del big-bang como el problema de la planitud del Universo, el problema de la anisotropía del mismo y el problema del horizonte.
El periodo inflacionario se produjo porque en un determinado momento de la historia inicial de nuestro Universo éste estuvo dominado por una presión negativa lo que se tradujo en una enorme fuerza expansiva que aceleró exponencialmente nuestro Universo. La ecuación de Friedmann para la aceleración cósmica nos muestra que una presión positiva contribuye a la deceleración global del Universo pero si obtenemos un estado de presión negativa esta contribuirá a una expansión acelerada del mismo:
¨d2a(t)/dt = - 4pi/ 3 G(d + 3p)a, donde d es la densidad de energía, p es la presión y G es la constante de la gravedad de Newton.
Como sabemos, los campos y fuerzas "convencionales", es decir, los que vemos habitualmente a nuestro alrededor siempre generan una presión positiva. Entonces, ¿como consiguió nuestro joven Universo entrar en un estado de presión negativa?
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Campos escalares
Nuestra teoría más completa sobre la física de partículas, el llamado modelo estándar, nos dice que el vacío realmente no está vacío (cosa que prohibe la mecánica cuántica) sino que está lleno de campos cuánticos. Estos campos se pueden clasificar en
función de su spin, los campos que forman las partículas que forman la materia como por ejemplo el campo electrónico tienen spin 1/2, los campos que transmiten las fuerzas que conocemos como el campo electromagnético tienen spin 1 y por último los
campos escalares son aquellos que tienen spin 0. El único campo escalar que conocemos es el recién descubierto campo de Higgs (técnicamente hablando lo que se ha detectado es la vibración de dicho campo o sea la partícula de Higgs). Los campos escalares tienen una función clave en física de partículas y se cree que tuvieron un papel fundamental en los comienzos de nuestro Universo debido a que éstos se crean de forma natural cuando el Universo atraviesa una fase de ruptura espontánea de la simetría.
Un campo escalar está definido fundamentalmente por su potencial y por su energía que se define matemáticamente mediante el llamado tensor energía-momento. Por ejemplo, un potencial muy conocido y que se utiliza mucho en la física del Higgs es el
famoso potencial con forma de sombrero mejicano:
V(x,y)= -1/2µ2(x2+y2)+1/4ß2(x2+y2)2 cuya representación gráfica es:
En un campo escalar la densidad de energía d está dada por el componente Too del tensor energía-momento y cuyo valor es: d= Too= 1/2(dØ/dt)2+1/2(gradØ)2+V(Ø) mientras que la presión esta dada por los 3 términos restantes de la diagonal del
tensor energía momento es decir:
p=1/3[sum(i=1, i=3)Tij]= 1/2(dØ/dt)2-1/6(gradiØ)2-V(Ø)
En este último término es donde podemos apreciar claramente como un campo escalar puede crear un estado de presión negativa: cualquier estado en el que predomine el potencial V(Ø) producirá un estado de presión negativa.
Existen muchos modelos teóricos inflacionarios cada uno caracterizado por una forma del potencial del campo escalar que produce la presión negativa y ahora, por primera vez, gracias a los datos del satélite Planck podemos empezar a estudiar que modelos encajan mejor con los datos experimentales y empezar a vislumbrar los detalles de esta época de enorme expansión.
¿Que clase de inflación cósmica ocurrió realmente?
Como hemos visto, los distintos modelos se distinguen fundamentalmente en la forma del potencial del campo escalar que causó el
periodo inflacionario (el llamado campo inflaton). Pues bien, esto es lo que nos dice el satélite Planck (combinando sus datos con los
experimentos anteriores):
Esta gráfica nos muestra que los modelos cuyas predicciones están dentro de las curvas azul claro o azul oscuro son altamente favorecidos por Planck mientras que los que están fuera de estas curvas están excluidas con un alto grado de confianza estadística.
En un primer vistazo ya podemos ver que hay varios modelos inflacionarios prácticamente excluidos: los modelos basados en potenciales de tipo exponencial que incluyen los modelos más simples de los llamados modelos de "inflación caótica" (recta negra discontinua), los potenciales del tipo Ø3 (linea verde) y la predicción de los modelos supersimétricos de ruptura espontánea de la simetría pero solo para
valores de N>50 (linea azul abajo).
También podemos ver a primera vista que los modelos llamados inflación R2 (linea naranja abajo) y los modelos con un exponente del potencial igual a 2/3 (linea roja), igual a 1 (linea amarilla) e igual a 2 (linea negra) entran dentro de los modelos favorecidos por Planck.
Sin embargo, un modelo concreto parece ser el más favorecido por los datos por entrar dentro de las curvas permitidas para un gran rango de parámetros: los modelos llamados "inflación natural" (curva violeta). Estos modelos se caracterizan por tener un campo inflatón con un potencial efectivo unidimensional del tipo:
V(Ø) = µ4 [1 + cos (Ø/f)] donde f es la escala que determina la pendiente del potencial.
Implicaciones de la inflación
La demostración de la existencia del periodo inflacionario en nuestro joven Universo es un enorme logro de la ciencia moderna y sus implicaciones pueden ser espectaculares. Una de ellas es que probablemente nuestro Universo se extiende mucho más allá de los
93.000 millones de años luz de diámetro de nuestro Universo observable e incluso es posible que existan distintas regiones con distintos vacíos cuánticos y por tanto con distintas leyes físicas al estilo de un "Multiverso". Otra implicación es que si como indican los cálculos más ampliamente aceptados, el Higgs no puede ser el campo inflatón, entonces debe existir al menos un nuevo campo escalar que no hemos
detectado y por tanto esto significa que tiene que haber nueva física más allá de la que conocemos, es decir más allá del modelo estándar.
En los próximos meses la colaboración Planck publicará nuevos datos incluidos los esperados datos de la polarización de los fotones del CMB lo que permitirá conocer más detalles de la inflación e incluso detectar el rastro de las ondas gravitatorias primordiales que moldearon la geometría del Universo recién nacido. Sin duda Planck puede producir toda una revolución científica en la comprensión
de como se formó nuestro Universo.
Fuentes: http://arxiv.org/abs/1303.5082