En el sitio de conferencias gratuitas, MIT OpenCourseWare publicó un
curso de conferencias sobre la cosmología de Alan Gus, uno de los creadores del modelo inflacionario del universo. El curso me pareció lo suficientemente interesante como para comenzar a traducirlo.
Le ofrecemos una traducción de la primera conferencia: “Cosmología inflacionaria. ¿Es nuestro universo parte de un multiverso? Parte 1 ".
La diapositiva del título muestra una fotografía del satélite Planck. Este satélite se lanzó hace varios años para medir la radiación de fondo cósmica. La radiación de fondo cósmica es la clave más importante para comprender la historia del universo. El Planck es el tercer satélite que está completamente diseñado para medir la radiación de fondo cósmico. El primer satélite se llamó COBE, luego fue WMAP, ahora Planck.
El Planck todavía está en órbita. De hecho, completó la recopilación de datos, aunque el análisis de estos datos está lejos de completarse. También discutiremos qué está observando exactamente este satélite.
Quiero comenzar discutiendo la teoría estándar del Big Bang, que será el tema principal de nuestro curso. Pasaremos aproximadamente 2/3 del curso discutiendo la teoría estándar del Big Bang, y luego pasaremos a temas como la inflación. Cuando comenzamos a estudiar la inflación, resulta que la inflación es algo bastante simple, si entiendes las ecuaciones básicas que surgen en la cosmología estándar. Me parece bastante razonable pasar dos tercios del curso en cosmología estándar antes de pasar a la inflación. En este momento, trataremos con todos los principios que usaremos más adelante, estudiando temas avanzados, como la inflación.
El modelo estándar de Big Bang es la teoría de que el universo, tal como lo conocemos, apareció hace 13-14 mil millones de años. Hoy podemos nombrar con mayor precisión la edad del universo. Los cálculos se basan en datos del satélite Planck, así como en alguna otra información. La edad es 13.82 ± 0.05 billones de años. Por lo tanto, en la actualidad, la edad del universo desde el Big Bang está bastante bien establecida.
Sin embargo, no fue en vano que especifique "el universo tal como lo conocemos". Porque no estamos completamente seguros de que el universo comenzó con lo que llamamos el Big Bang. Tenemos una muy buena descripción del Big Bang y estamos bastante seguros de que fue así, y entendemos cómo se veía. Pero si había algo antes que él, esta pregunta aún está completamente abierta.
Me parece que no debemos suponer que el universo comenzó con el Big Bang. Más tarde, al final del curso, cuando estudiemos algunas de las consecuencias de la inflación y el multiverso, veremos que hay buenas razones para creer que el Big Bang no fue el comienzo del universo, sino solo el comienzo de nuestro universo local, que a menudo se llama el universo de bolsillo.
En cualquier caso, la teoría del Big Bang afirma que al menos nuestra parte del universo hace 13.82 mil millones de años era una sustancia de partículas extremadamente caliente, densa y uniforme que, según el modelo estándar generalmente aceptado del Big Bang, literalmente llenaba todo el espacio. Ahora tenemos la confianza suficiente de que llena de manera uniforme todo el espacio disponible para nuestra observación. Quiero enfatizar que esto contradice la imagen visual generalizada pero incorrecta del Big Bang. Según esta imagen gráfica, el Big Bang parecía una pequeña bomba de sustancia muy densa, que luego explotó y se dispersó en el espacio vacío. Esta no es una imagen científica del Big Bang.
La razón no es la inconsistencia de tal imagen. Es difícil decir qué es lógico aquí y qué es ilógico. Simplemente contradice lo que vemos. Si se tratara de una pequeña bomba detonando en el espacio vacío, hoy esperaríamos que el universo se vería diferente si se mira en la dirección donde estaba la bomba y en la dirección opuesta. Pero no vemos ninguna señal de esto. Cuando miramos al cielo, el universo con gran precisión se ve exactamente igual en todas las direcciones. En ninguna parte vemos signos de una bomba que explote. Por el contrario, parece que el Big Bang ocurrió de manera uniforme en todas partes.
El Big Bang describe varias cosas importantes de las que hablaremos más en nuestro curso. Describe cómo el universo primitivo se expandió y se enfrió, y pasaremos bastante tiempo para comprender los matices que se esconden detrás de estas palabras. De hecho, el Big Bang es un modelo muy preciso basado en suposiciones muy simples. En general, suponemos que el universo primitivo estaba lleno de gas caliente, que estaba en equilibrio termodinámico, y que este gas se expandió y contrajo de nuevo debido a la gravedad.
A partir de estas ideas simples, podemos calcular, y aprenderemos cómo calcular qué tan rápido se expandió el universo, qué temperatura tenía, la densidad de la materia en cada momento del tiempo. Todos los matices se pueden calcular a partir de estas ideas simples, y explorar esto es realmente interesante.
El Big Bang también explica cómo se formaron los elementos químicos ligeros. Este es el tema principal del libro de Steve Weinberg, Los primeros tres minutos. Alrededor de este período, se formaron elementos químicos. Resulta que la mayoría de los elementos químicos en el universo no se formaron durante el Big Bang, sino mucho más tarde dentro de las estrellas. Estos elementos se dispersaron en el espacio durante las explosiones de supernovas y a partir de ellos se formaron estrellas de generaciones posteriores, una de las cuales es nuestro Sol.
Por lo tanto, la sustancia de la que estamos hechos no se creó realmente durante el Big Bang, sino que se sintetizó dentro de una estrella distante que explotó hace mucho tiempo. Y tal vez muchas estrellas cuyos restos se unieron y formaron nuestro sistema solar. Sin embargo, la mayor parte de la materia en el universo, a diferencia de la mayoría de los diversos tipos de elementos, se formaron en el Big Bang. La mayoría de las cosas en el universo son solo hidrógeno y helio.
Alrededor de cinco isótopos diferentes de hidrógeno, helio y litio se formaron principalmente en el Big Bang, y dado que tenemos una imagen detallada del Big Bang, que estudiaremos más, podemos calcular y predecir el número de estos diferentes isótopos. Estas predicciones son muy consistentes con las observaciones. Esta, por supuesto, es una de las principales confirmaciones de que nuestra imagen del Big Bang es correcta. Uno puede predecir cuál debería ser la cantidad de helio-3. Esta cantidad ha sido medida y es consistente con las predicciones. Esto es asombroso.
Finalmente, el Big Bang explica cómo la materia finalmente se reunió en grupos y estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias formadas. Hablaremos un poco sobre esto, pero no profundizaremos en este tema, porque va más allá de nuestro curso. En principio, el trabajo en esta dirección aún está en curso. La gente no entiende todo acerca de las galaxias. Pero la imagen general de que todo comenzó con un Universo casi homogéneo, y luego la materia reunida en grupos que formaron galaxias y otras estructuras, se considera cierta. Y a partir de esta imagen muy simple, puedes entender mucho sobre el universo.
Ahora quiero hablar sobre lo que la teoría habitual del Big Bang no habla, sobre el surgimiento de nuevas ideas, como la inflación.
Primero, la teoría habitual del Big Bang no dice nada sobre lo que causó la expansión del universo. En realidad, esto es solo una teoría de las consecuencias de una explosión. En la versión científica del Big Bang en el universo emergente, todo se expande, sin explicar cómo comenzó esta expansión. Esta explicación no es parte de la teoría del Big Bang. Por lo tanto, la versión científica de la teoría del Big Bang no es realmente una teoría de la explosión. Esta es en realidad una teoría de las consecuencias de una explosión.
Además, de manera similar, la teoría habitual del Big Bang no dice nada acerca de dónde vino todo el asunto. La teoría realmente asume que por cada partícula que vemos en el Universo hoy, al principio había, si no la partícula misma, entonces al menos algún tipo de partícula precursora, sin explicar de dónde provienen todas estas partículas. En resumen, quiero decir que la teoría del Big Bang no dice nada sobre lo que explotó, por qué explotó o qué sucedió antes de que explotara. En la teoría del Big Bang, realmente no hay explosión. Esta es una teoría ininterrumpida, a pesar de su nombre.
Resulta que la inflación proporciona respuestas, respuestas muy plausibles, a muchas de estas preguntas. Básicamente, hablaremos de esto hoy en el tiempo restante. Como dije, desde el punto de vista del curso, abordaremos este tema aproximadamente en el último tercio del curso.
¿Qué es la inflación espacial? En esencia, esta es una modificación menor, en términos de la imagen general, de la teoría estándar del Big Bang. La mejor palabra para describirlo es la que creo que fue acuñada en Hollywood. La inflación es una precuela de la teoría habitual del Big Bang. Esta es una breve descripción de lo que sucedió antes, justo antes del Big Bang. Por lo tanto, la inflación es de hecho una explicación de la explosión del Big Bang en el sentido de que proporciona una teoría de empuje que llevó al universo a este gran proceso de expansión, que llamamos Big Bang.
La inflación lo hace de tal manera que lo considero un milagro. Cuando uso la palabra "milagro", la uso en un sentido científico, algo tan sorprendente que merece ser llamado milagro, aunque es parte de las leyes de la física. Hay solo algunas características de las leyes de la física que son cruciales para la inflación. Hablaré de dos de ellos, lo que considero un milagro porque cuando era estudiante nadie hablaba de ellos en absoluto. Simplemente no formaban parte de la física que la gente notó y habló.
El milagro de la física del que estoy hablando es algo conocido desde la teoría general de la relatividad de Einstein de que la gravedad no siempre es atracción. La gravedad puede actuar como repulsión. Einstein describió esto en 1916, en la forma de lo que llamó la constante cosmológica. La motivación inicial para modificar las ecuaciones de la teoría general de la relatividad fue que Einstein consideraba que el universo era estático. Se dio cuenta de que la gravedad ordinaria haría que el universo estático se contrajera. El universo no puede permanecer estático. Por lo tanto, introdujo este elemento, una constante cosmológica, para compensar la atracción de la gravedad ordinaria y poder construir un modelo estático del universo.
Como pronto descubrirá, tal modelo está completamente equivocado. El universo se ve muy diferente. Pero el hecho de que la teoría general de la relatividad pueda incluir esta repulsión gravitacional, que es compatible con todos los principios de la teoría general de la relatividad, es algo importante que el propio Einstein descubrió. La inflación aprovecha esta oportunidad al permitir que la gravedad sea la fuerza repulsiva que llevó al universo a una fase de expansión, lo que llamamos el Big Bang.
De hecho, si combinamos la teoría general de la relatividad con algunas ideas generalmente aceptadas de física de partículas elementales, hay signos claros, no una predicción, sino signos claros de que a densidades de energía muy altas hay estados de materia que literalmente ponen la gravedad al revés y la atracción se convierte en repulsión. Más específicamente, como aprendemos más tarde, la repulsión gravitacional se crea por presión negativa.
Según la teoría general de la relatividad, resulta que tanto la presión como la densidad de energía pueden crear un campo gravitacional. En contraste con la física newtoniana, donde solo la densidad de la masa crea un campo gravitacional.
La presión positiva crea un campo gravitacional atractivo. La presión positiva es un tipo de presión normal, y la gravedad atractiva es un tipo de gravedad normal. La presión normal crea una gravedad normal. Pero la presión negativa es posible, y la presión negativa crea una gravedad repulsiva. Este es el secreto de lo que hace posible la inflación.
Por lo tanto, la inflación sugiere que al menos un pequeño parche de materia gravitacional repulsiva existía en el universo temprano. No sabemos exactamente cuándo ocurrió la inflación en la historia del universo, o en otras palabras, no sabemos exactamente a qué niveles de energía ocurrió. Pero la posibilidad muy plausible de cuándo podría ocurrir la inflación es cuando los niveles de energía en el Universo eran comparables a los niveles de energía en las teorías de la Gran Unificación.
Las teorías de la Gran Unificación, de las que hablaremos más adelante, son teorías que combinan interacciones débiles, fuertes y electromagnéticas en una sola interacción. Esta asociación ocurre a una energía típica de aproximadamente 10
16 GeV, donde GeV es aproximadamente la masa o energía equivalente a la masa del protón. Estamos hablando de energías que son aproximadamente 10
16 veces mayores que la energía de masa equivalente de un protón. Con tales energías, es muy posible que haya estados que creen gravedad repulsiva.
Si esto sucediera con tales órdenes de energía, inicialmente el sitio podría ser increíblemente pequeño: aproximadamente
10-28 centímetros para, al final, conducir a la creación de todo lo que vemos a grandes distancias. Y el universo, que vemos hoy, es completamente una consecuencia de tal sitio.
La repulsión gravitacional creada por este pequeño tramo de materia gravitacional repulsiva se ha convertido en la fuerza impulsora detrás del Big Bang, lo que resulta en una expansión exponencial del tramo. Con la expansión exponencial, hay un cierto tiempo en el que el tamaño de la trama se duplica. Si espera la misma cantidad, se duplicará nuevamente. Si espera la misma cantidad, se duplicará nuevamente.
Dado que estas duplicaciones se acumulan rápidamente, no lleva mucho tiempo crear todo el Universo. Después de aproximadamente 100 duplicaciones, este pequeño tramo de
10-28 centímetros puede llegar a ser lo suficientemente grande como para no convertirse en un universo, pero se convertirá en el tamaño de una pequeña bola que eventualmente se convertirá en un universo observable después de que continúe expandiéndose después de que la inflación haya terminado.
Si todo esto sucede en la escala de la gran teoría de la unificación, el tiempo de duplicación es increíblemente corto, de 10 a
37 segundos, que es muy rápido. El sitio se expande exponencialmente, al menos 10
28 veces, lo que, como mencioné, toma solo alrededor de 100 duplicaciones y puede expandirse mucho más. No hay restricciones Si se ha expandido más de lo necesario para crear nuestro universo, simplemente significa que la parte del universo en que vivimos es más grande de lo que vemos. No hay nada de qué preocuparse. Todo lo que vemos parece uniforme, pero no podemos descubrir hasta dónde podemos llegar. Por lo tanto, las grandes tasas de inflación son totalmente consistentes con lo que vemos.
El tiempo que toma es solo de 10 a
35 segundos, lo que equivale a 100 veces de 10 a
37 segundos. El sitio, que está destinado a convertirse en nuestro Universo actualmente observable, al final de la inflación se convierte en el tamaño de una pelota con un diámetro de aproximadamente un centímetro.
La inflación termina porque esta materia gravitacional repulsiva es inestable. Se descompone, en el mismo sentido que una sustancia radiactiva. Esto no significa que se pudra como una manzana en descomposición, sino que se convierte en otro tipo de materia. En particular, se convierte en materia, que ya no es gravitacionalmente repulsiva. Así, la repulsión gravitacional termina y las partículas creadas por la energía liberada al final de la inflación se convierten en la sustancia caliente del Big Bang ordinario.
Esto termina la precuela, y comienza la acción principal: la teoría habitual del Big Bang. El papel de la inflación es solo crear las condiciones iniciales para la teoría habitual del Big Bang. Hay una leve advertencia. La inflación termina porque la materia es inestable, pero termina casi en todas partes, y no completamente en todas partes.
Esta materia gravitacional repulsiva se descompone, pero se descompone como una sustancia radiactiva, exponencialmente, tiene una vida media. Pero no importa cuántas vidas medias pasen, siempre habrá una pequeña pieza pequeña, habrá un poco más de este asunto. Y esto resulta ser importante para la idea de que en muchos casos la inflación nunca termina por completo. Volveremos a esto.
Ahora quiero hablar sobre lo que sucede durante la fase de expansión exponencial. , , , , . , - , 8 , 8 .
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Afirmo que no he perdido la razón de que esto realmente corresponde a las leyes de la física que conocemos. Y que esto es consistente con la conservación de energía. La conservación de la energía es, de hecho, el principio sagrado de la física. No sabemos nada en la naturaleza que viole el principio de conservación de la energía. En última instancia, la energía no se puede crear ni destruir, la cantidad total de energía es fija. Parece que hay una contradicción aquí. ¿Cómo nos deshacemos de él?Aquí se requiere un segundo milagro de la física. La energía está verdaderamente conservada. El truco aquí es que la energía no es necesariamente positiva. Hay cosas que tienen energía negativa. En particular, el campo gravitacional tiene energía negativa. Esta afirmación, por cierto, es cierta tanto en la física newtoniana como en la teoría general de la relatividad. Lo probaremos más tarde., . , , , . , , , , .
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La energía positiva de esta sustancia gravitacional repulsiva, que crece y crece en volumen, es compensada exactamente por la energía negativa del campo gravitacional que llena el área. Por lo tanto, la energía total permanece constante, como debería, y hay una alta probabilidad de que la energía total sea exactamente cero. Porque todo lo que sabemos, al menos, es consistente con la posibilidad de que estas dos energías sean exactamente iguales entre sí o muy cercanas., , , , , . , , . , , 0. .
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Quiero hablar sobre alguna evidencia de inflación. Hasta ahora he descrito qué es la inflación, y por hoy esta descripción es suficiente. Como dije, volveremos y hablaremos de todo esto en nuestro curso. Ahora pasemos a discutir algunas de las razones por las que creemos que nuestro Universo puede haber sufrido este proceso llamado inflación, del que acabo de hablar. Hay tres cosas de las que quiero hablar.El primero de ellos es la uniformidad del universo a gran escala. Esto se debe al hecho de que al principio te dije que si miras en diferentes direcciones, entonces el Universo se ve igual en todas las direcciones. Un objeto cuya dependencia de la dirección se puede medir con la mayor precisión es la radiación de fondo cósmica, porque podemos medirla en cualquier dirección, y es extremadamente homogénea.Cuando se hizo esto, se descubrió que la radiación de fondo cósmica es uniforme con una precisión increíble: aproximadamente 1/100000. Este es un nivel impresionante de uniformidad. Esto significa que el universo es realmente extremadamente homogéneo.Quiero hacer una reserva aquí para ser completamente exacto. Si simplemente toma y mide la radiación cósmica, resulta que hay una asimetría que es mayor de lo que acabo de decir. Se puede detectar una asimetría de aproximadamente 1/1000, donde una dirección es más caliente que la opuesta. Pero interpretamos este milésimo efecto como nuestro movimiento a través de la radiación de fondo cósmico, que lo hace más caliente en una dirección y más frío en la dirección opuesta. Y este efecto de nuestro movimiento tiene una distribución angular muy definida., . . . . , , . , , , , , . , , .
Para comprender las consecuencias de esta increíble homogeneidad, se necesita un poco sobre la historia de esta radiación cósmica de fondo. La radiación en el período temprano del Universo, cuando el Universo era un plasma, estaba esencialmente atrapada en la materia. Los fotones se movieron a la velocidad de la luz, pero el plasma tiene una sección transversal muy grande para la dispersión de fotones por electrones libres. Esto significa que los fotones se movieron con la sustancia, porque solo podían moverse libremente por una distancia muy corta, luego se dispersaron y se movieron en la otra dirección. Por lo tanto, con respecto a la materia, los fotones no volaron durante los primeros 400,000 años de la historia del universo.Pero luego, según nuestros cálculos, después de unos 400,000 años, el universo se enfrió lo suficiente como para que el plasma se neutralice. Y cuando el plasma se neutraliza, se convierte en un gas neutro, como el aire en esta habitación. El aire en esta habitación nos parece completamente transparente, y resulta que lo mismo sucedió en el universo., , . , , , 400 000 . , , , , , , , , 400 000 . , , , , .
Entonces, vemos la imagen del universo a la edad de 400,000 años, y es homogéneo con una precisión de cien milésimas. La pregunta es, ¿podemos explicar cómo el universo podría volverse tan homogéneo? Si estás listo para asumir simplemente que el universo fue originalmente completamente homogéneo durante más de cien milésimas, entonces nadie te molesta que lo hagas. Pero si quieres tratar de explicar esta uniformidad sin asumir que fue desde el principio, simplemente no es posible utilizar la teoría habitual del Big Bang., , , , , , 100 . . , , . , , , . , .
Por otro lado, la inflación resuelve muy bien este problema. La inflación agrega una extensión exponencial a la historia del universo. Debido al hecho de que esta expansión exponencial fue tan grande, se deduce que si observa nuestro universo antes de que ocurriera la inflación, era mucho más pequeño que en la cosmología ordinaria, en la que no tenía esta expansión exponencial., , , . , , , . , , , , , , , , , . , , .
En los modelos inflacionarios, el universo comienza con un tamaño tan pequeño que la uniformidad se establece fácilmente. De la misma manera que el aire en una sala de conferencias llena uniformemente la sala de conferencias. Luego, la inflación extiende la región, que se está volviendo lo suficientemente grande como para incluir todo lo que estamos observando actualmente. Esta es la primera de mis tres pruebas de inflación.— , . , ? — , , ? , , , . , . . . , , , .
La teoría general de la relatividad permite curvar el espacio tridimensional. Consideramos solo una curvatura uniforme. En realidad, no vemos ninguna curvatura, pero sabemos con mayor precisión que el universo es homogéneo que el hecho de que es plano. Entonces, imagine tres opciones posibles para la curvatura del universo, todas las cuales se considerarán homogéneas. Los espacios curvos tridimensionales no son fáciles de visualizar, pero los tres son similares a los espacios curvos bidimensionales que son más fáciles de imaginar.
Una de las opciones es la geometría cerrada de la superficie de la esfera. La analogía es que un universo tridimensional es similar a una superficie bidimensional de una esfera. El número de dimensiones cambia, pero quedan cosas importantes. Entonces, por ejemplo, si coloca un triángulo en la superficie de una esfera, y esto se puede visualizar fácilmente, la suma de sus tres ángulos será más de 180 grados. A diferencia de la geometría euclidiana, donde la suma es siempre 180 grados.
ESTUDIANTE: ¿se produce la flexión del espacio tridimensional en la cuarta dimensión? ¿Así como los modelos bidimensionales implican una dimensión diferente?
MAESTRO: buena pregunta. La pregunta era: ¿ocurre la curvatura tridimensional en la cuarta dimensión de la misma manera que ocurre la curvatura bidimensional en la tercera dimensión? Creo que la respuesta es sí. Pero, debo aclarar aquí un poco. La tercera dimensión desde un punto de vista puramente matemático nos permite visualizar fácilmente la esfera. Pero la geometría de la esfera, desde el punto de vista de las personas que estudian geometría diferencial, es un espacio bidimensional bien definido sin necesidad de una tercera dimensión.
La tercera dimensión es solo una forma de visualizar la curvatura. Pero el mismo método funciona para el espacio tridimensional. De hecho, al estudiar el espacio curvo tridimensional de un universo cerrado, haremos exactamente eso. Utilizamos el mismo método, imagínelo en cuatro dimensiones, y estará muy cerca de la imagen bidimensional que está viendo.
Por lo tanto, una de las posibilidades es la geometría cerrada, donde la suma de los tres ángulos de un triángulo siempre es mayor que 180 grados. Otra posibilidad es lo que comúnmente se llama forma de silla de montar o espacio de curvatura negativa. En este caso, la suma de los tres ángulos, a medida que se estrechan, se convierte en menos de 180 grados. Y solo para el caso plano, la suma de los tres ángulos es exactamente 180 grados, que es el caso de la geometría euclidiana.
La geometría en las superficies de estos objetos no es euclidiana, aunque si consideramos la geometría tridimensional de los objetos incrustados en el espacio tridimensional, sigue siendo euclidiana. Pero la geometría en superficies bidimensionales no es euclidiana en las dos superficies superiores, y euclidiana en la superficie inferior.
Así es como funciona en la teoría general de la relatividad. Hay universos cerrados con curvatura positiva y una suma de ángulos de más de 180 grados. Hay universos abiertos donde la suma de los tres ángulos siempre es inferior a 180 grados. Y hay un caso de un universo plano, que se encuentra en el borde de los dos, en el que funciona la geometría euclidiana. En nuestro universo, la geometría euclidiana funciona muy bien. Es por eso que todos le enseñamos en la escuela. Tenemos muy buena evidencia de que el Universo temprano estaba inusualmente cerca de este caso plano de geometría euclidiana. Esto es lo que estamos tratando de entender y explicar.
De acuerdo con la teoría general de la relatividad, la geometría del universo está determinada por la densidad de la masa. Hay un cierto valor de la densidad de masa, llamada densidad crítica, que depende de la tasa de expansión, por cierto, esta no es una constante universal. Pero para una tasa de expansión dada, se puede calcular la densidad crítica, y esta densidad crítica es la densidad que hace que el universo sea plano. Los cosmólogos definen un número llamado Ω (Omega). Ω es simplemente la relación entre la densidad de masa real y la densidad de masa crítica. Entonces, si Ω es igual a 1, entonces la densidad real es igual a la densidad crítica, lo que significa un universo plano. Si Ω es mayor que 1, entonces obtenemos un universo cerrado, y si Ω es menor que 1, habrá un universo abierto.
La evolución del valor de Ω es especial porque Ω igual a 1, durante el desarrollo del Universo en la cosmología ordinaria, se comporta de manera muy similar a un lápiz que se balancea en su punta. Este es un punto de equilibrio inestable. En otras palabras, si Ω fuera exactamente igual a 1 en el Universo temprano, permanecería exactamente igual a 1. Al igual que un lápiz, que se coloca idealmente en su punta, no sabrá dónde caer y, en principio, permanecerá en esta posición para siempre. Al menos en mecánica clásica. No consideraremos la mecánica cuántica para nuestro lápiz. Para una analogía, usamos un lápiz de mecánica clásica.
Pero si el lápiz se inclina un poco en cualquier dirección, rápidamente comenzará a caer en esa dirección. Del mismo modo, si Ω en el universo primitivo fuera poco más de 1, aumentaría rápidamente hasta el infinito. Este es un universo cerrado. Infinito en realidad significa que el universo alcanza su tamaño máximo, luego comienza a encogerse y colapsar. Si Ω fuera ligeramente menor que 1, disminuiría rápidamente a 0 y el universo simplemente se volvería vacío, ya que se expandiría rápidamente.
Por lo tanto, la única forma de que Ω esté cerca de 1 hoy, y por lo que podemos decir, Ω hoy es 1, es estar increíblemente cerca de 1 desde el principio. Es como ese lápiz que ha estado en pie durante 14 mil millones de años y aún no ha caído. Numéricamente, para Ω, estar en algún lugar dentro del rango permitido muy cerca de 1 hoy, significa que Ω un segundo después del Big Bang debería haber sido igual a 1 con una precisión increíble de 15 decimales. Esto hace que la densidad de masa del universo, un segundo después del Big Bang, sea probablemente el número más preciso que conocemos en física. Realmente lo sabemos con una precisión de 15 decimales. Si no estuviera en este rango, entonces no estaría cerca de 1 hoy debido al efecto de amplificación durante la evolución del universo.
La pregunta es, ¿cómo sucedió esto? En la teoría habitual del Big Bang, teóricamente, el valor inicial de Ω podría ser cualquier cosa. Para corresponder con lo que estamos observando actualmente, debería haber estado en este rango increíblemente estrecho, pero en teoría no hay nada que lo obligue a estar allí. La pregunta es, ¿por qué Ω fue inicialmente tan increíblemente cercano a 1? Como en el problema de homogeneidad mencionado anteriormente, uno simplemente puede suponer que inicialmente resultó ser lo que debería haber sido, es decir, igual a 1. Puedes hacer esto. Pero si quieres tener una explicación de por qué sucedió esto, en la cosmología ordinaria no hay nada que pueda explicarlo. Sin embargo, la inflación nos permite explicar esto.
En el modelo inflacionario, la evolución de Ω cambia, porque la gravedad se convierte en una fuerza repulsiva en lugar de una atractiva, y esto hace que Ω cambie de una manera diferente. Resulta que durante la inflación, Ω no se aleja de 1, como lo fue durante el resto de la historia del universo, sino que, por el contrario, se mueve rápidamente a 1, exponencialmente rápido. Con tal tasa de inflación, de la que hablamos, la inflación es aproximadamente 10
28 veces, es suficiente que el valor de Ω antes de la inflación no sea muy limitado. Ω antes de la inflación podría no ser 1, pero podría ser 2 o 10 o 1/10 o 100 o 1/100.
Cuanto más lejos esté el Ω inicial de 1, se requerirá una inflación más larga para acercarlo a 1. Pero para Ω significativamente diferente de 1, la inflación no tomará mucho más tiempo, ya que la inflación acerca al omega a 1 exponencialmente. Esta es una fuerza muy poderosa, acercando a omega a 1. Y nos da una explicación muy simple de por qué Ω en el universo primitivo parecía estar extremadamente cerca de 1.
De hecho, una predicción se sigue de esto. Dado que la inflación está tan cerca de acercar Ω a 1, esperamos que hoy Ω realmente sea 1, o dentro del rango de precisión medible. Puede imaginar modelos inflacionarios, donde Ω sería, digamos 0.2, esto es lo que se pensaba que era antes, pero para esto, la inflación debe terminar exactamente en el momento justo antes de que se acerque a 1. Debido a que cada aumento exponencial lo convierte en un orden de magnitud más cerca de 1. Este es un efecto muy rápido. Por lo tanto, sin un ajuste muy completo, la mayoría de los modelos inflacionarios llevarán Ω tan cerca de 1 que hoy lo vemos como 1.
Anteriormente, parecía que esto no era así. Hasta 1998, los astrónomos estaban convencidos de que Ω era solo de 0.2 o 0.3, mientras que la inflación tenía una predicción bastante clara de que Ω debería ser 1. Personalmente, esto me causó bastante inconveniente. Cada vez que almorzaba con los astrónomos, decían que la inflación es una teoría hermosa, pero no puede ser correcta, porque Ω es 0.2, y la inflación predice que Ω es 1. Y esto es simplemente un desajuste.
Todo cambió en 1998. Ahora, el número más preciso para Ω que tenemos, obtenido del satélite Planck junto con algunas otras mediciones, es 1.0010, ± 0.0065. 0.0065 es una cosa importante. El número es muy, muy cercano a 1, y el error es mayor que esta diferencia. Por lo tanto, hoy sabemos que con una precisión de 0.5% o quizás 1%, Ω es 1, que es lo que predice la inflación.
El nuevo componente que hizo posible todo esto, que cambió el valor omega medido de 0.2 a 1, es un nuevo componente del balance energético del Universo, el descubrimiento de lo que llamamos energía oscura. Aprendemos mucho sobre la energía oscura durante el curso. El descubrimiento en 1998 consistió en el hecho de que la expansión del Universo no se ralentiza bajo la influencia de la gravedad, como se esperaba antes de ese momento, sino que, en realidad, la expansión del Universo se acelera.
Esta aceleración se debe a algo. Lo que causa esta aceleración se llama energía oscura. Aunque existen lagunas significativas en el conocimiento de la energía oscura, aún podemos calcular cuánto debería ser para crear la aceleración que observamos. Y cuando todo esto se junta, obtenemos un número que está mucho mejor alineado con la inflación que el anterior.
ESTUDIANTE: ¿Era el Universo acelerador un factor desconocido en ese momento, debido a lo cual se creía incorrectamente que Ω era 0.2 o 0.3?
MAESTRO: Sí, lo es. Esto se debió completamente al hecho de que la aceleración en ese momento no se conocía. De hecho, la sustancia visible se midió con precisión. Esto dio solo 0.2 o 0.3. Y este nuevo componente, la energía oscura que solo conocemos debido a la aceleración, hace la diferencia necesaria.
ESTUDIANTE: ¿son estos datos los que hacen que Ω sea igual a 0.2 o 0.3, es realmente solo un componente del universo que vemos a través de los telescopios?
MAESTRO: correcto. Incluyendo materia oscura. De hecho, no vemos todo. Sin entrar en detalles ahora, los discutiremos más adelante en el curso, hay algo llamado materia oscura que es diferente de la energía oscura. A pesar de que la materia y la energía son esencialmente lo mismo, en nuestro caso son diferentes. La materia oscura es materia, la conclusión sobre la existencia de la cual sacamos debido a su influencia en otra materia. Mirando, por ejemplo, a la velocidad de rotación de las galaxias, puede calcular cuánta sustancia debe estar dentro de estas galaxias para que las órbitas sean estables. Resulta que las sustancias se necesitan mucho más de lo que realmente vemos. Esta materia invisible se llama materia oscura, y da una contribución de 0.2 o 0.3. La materia visible es solo alrededor de 0.04.
El siguiente punto del que quiero hablar es la heterogeneidad del universo a pequeña escala. En las escalas más grandes, el universo es increíblemente homogéneo, con una precisión de cien milésimas, pero en una escala más pequeña, el universo actual es extremadamente heterogéneo. La Tierra es un gran grupo en la distribución de la densidad de masa del universo. La Tierra es aproximadamente de 10 a
30 grados más densa que la densidad promedio de la materia en el universo. Este es un coágulo increíblemente denso. La pregunta es ¿cómo se formaron estos coágulos? ¿De dónde vinieron?
Confiamos en que estos grupos evolucionaron a partir de las perturbaciones menores que vemos en el universo temprano, más claramente visibles a través de la radiación de fondo cósmico. La densidad de masa en el universo primitivo, en nuestra opinión, era homogénea con una precisión de aproximadamente cien milésimas. Pero al nivel de cien milésimas, vemos que existen inhomogeneidades en la radiación de fondo cósmica.
Se han formado objetos como la Tierra porque estas pequeñas heterogeneidades en la densidad de la masa son gravitacionalmente inestables. En lugares donde hay un ligero exceso en la densidad de la materia, este exceso de densidad crea un campo gravitacional que atrae aún más materia a estas áreas, lo que, a su vez, produce un campo gravitacional aún más fuerte que atrae aún más materia. El sistema es inestable, forma cúmulos complejos que vemos, como galaxias, estrellas, planetas, etc.
Este es un proceso complicado. Pero todo comienza con estas heterogeneidades muy débiles, que creemos que existieron poco después del Big Bang. Vemos estas inhomogeneidades en la radiación de fondo cósmico. Su medición nos dice mucho sobre las condiciones bajo las cuales existía el universo en ese momento y nos permite construir teorías que explican cómo resultó tal universo. Para medir estas inhomogeneidades se crean satélites como COBE, WMAP y Planck con una precisión muy alta.
La inflación responde a la pregunta de dónde vino la heterogeneidad. No había explicación en la teoría habitual del Big Bang. Simplemente se suponía que había heterogeneidades y las agregaba artificialmente, pero no había ninguna teoría de dónde podrían provenir. En los modelos inflacionarios, donde toda la materia es creada por la inflación, las heterogeneidades también están controladas por esta inflación y aparecen debido a los efectos cuánticos.
Es difícil creer que los efectos cuánticos puedan ser importantes para la estructura a gran escala del universo. La galaxia de Andrómeda no parece una oscilación cuántica. Pero si considera esta teoría cuantitativamente, realmente funciona muy bien. La teoría es que las vibraciones que vemos en la radiación de fondo cósmica fueron, en efecto, puramente una consecuencia de la teoría cuántica, principalmente el principio de incertidumbre, que establece que es imposible tener algo completamente homogéneo. Esto no es consistente con el principio de incertidumbre.
Cuando usamos las ideas básicas de la mecánica cuántica, podemos calcular las propiedades de estas vibraciones. Para hacer esto, necesitamos saber más sobre física de muy alta energía, física que fue relevante durante el período de inflación, para poder predecir la amplitud de estas oscilaciones. No podemos predecir la amplitud. En principio, la inflación nos permitiría hacer esto si supiéramos lo suficiente sobre la física de partículas subyacente, pero sabemos muy poco al respecto. Por lo tanto, en la práctica, no podemos predecir la amplitud.
Sin embargo, los modelos inflacionarios proporcionan una predicción muy clara del espectro de tales fluctuaciones. Con esto quiero decir un cambio en la intensidad de las vibraciones dependiendo de la longitud de onda. El espectro aquí significa lo mismo que para el sonido, excepto que uno necesita considerar la longitud de onda, no la frecuencia, porque estas ondas en realidad no oscilan. Pero tienen longitudes de onda al igual que las ondas de sonido, y si hablamos de la intensidad de diferentes longitudes de onda, la idea del espectro es realmente la misma que en el sonido.
Se puede medir Estas no son las últimas mediciones, estas son las últimas mediciones para las cuales tengo un gráfico. La línea roja es predicción teórica. Los puntos negros son medidas reales. Estos son datos WMAP de siete años. Es difícil transmitir lo feliz que estaba cuando vi esta curva.
También tengo gráficos de lo que predicen otras teorías. Durante algún tiempo, por ejemplo, la gente se tomó muy en serio la idea de que las inhomogeneidades que vemos en el Universo, estas fluctuaciones, posiblemente fueron causadas por la formación aleatoria de las llamadas cuerdas cósmicas que se formaron en las transiciones de fase en el Universo temprano. Esto, por supuesto, fue una idea viable en un momento, pero tan pronto como se midió esta curva, resultó que la predicción de las cuerdas cósmicas no se parecía en nada a eso. Desde entonces, han sido excluidos como fuente de fluctuaciones de densidad en el universo. Varios otros modelos también se muestran aquí. No voy a perder el tiempo con ellos, porque hay otras cosas de las que quiero hablar.
En cualquier caso, este es un éxito indudable. Y esta es la última información. Estos son datos del satélite Planck, que se lanzó en marzo del año pasado. No lo tengo en el gráfico en la misma escala, pero de nuevo ves una curva teórica basada en la inflación y puntos que muestran datos con una pequeña pizca de errores. Correspondencia absolutamente clara.
ESTUDIANTE: ¿qué pasó con la teoría de la inflación después de que descubrieron la energía oscura? ¿Ha cambiado ella significativamente?
MAESTRO: ¿ha cambiado la teoría?
ESTUDIANTE: hubo otra curva en el gráfico anterior.
PROFESOR: Con respecto a la inflación sin energía oscura. Creo que la teoría de la inflación no es muy diferente para estas dos curvas, pero la curva que ves hoy es el resultado de la inflación y la evolución que ha ocurrido desde entonces. Y es la evolución que ha tenido lugar desde entonces que hace una gran diferencia entre estas curvas.
Por lo tanto, la teoría de la inflación no debería haber cambiado mucho. Y ella realmente no cambió. Pero, por supuesto, la curva se ve mucho mejor después de que se descubrió la energía oscura, porque se conoció la densidad de masa correcta y gradualmente obtuvimos más y más datos sobre estas fluctuaciones, que encajan perfectamente en lo que predice la inflación.
Ahora quiero pasar a la idea del multiverso. Trataré de revisarlo rápidamente para que podamos terminar. Todavía no intentaremos comprender todos los detalles ahora, así que hablaré sobre algunos de ellos en los 10 minutos restantes de la conferencia. Quiero hablar un poco sobre cómo la inflación conduce a la idea de un multiverso. Volveremos a esto al final del curso, y ciertamente es un aspecto emocionante de la inflación., , . . , , , , , , — , . , , , , - . , , . , , , , . , . .
Esta es una situación muy inusual, porque parece no tener fin. El área que se hincha se hace cada vez más grande, incluso cuando se divide, porque la expansión es más rápida que la descomposición. Esto lleva al fenómeno de la inflación perpetua. El tamaño de la región de inflamación aumenta con el tiempo, a pesar del hecho de que la materia de inflamación se descompone. Esto lleva a lo que llamamos inflación perpetua. Eterno aquí significa eterno en el futuro, hasta donde podemos juzgar, pero no eterno en el pasado. La inflación comienza en algún momento finito, pero luego, tan pronto como comienza, continuará para siempre.Siempre que parte de esta región de hinchazón sufre una transición de fase y se vuelve normal, localmente parece un Big Bang. Nuestro Big Bang es uno de estos eventos locales, y el universo formado por cualquiera de estos eventos locales, donde una región en expansión decae, se llama universo de bolsillo. Bolsillo simplemente porque hay muchos universos en la escala de este multiverso. De alguna manera son pequeños, aunque son del mismo tamaño que el universo en el que vivimos. Y nuestro universo es uno de esos universos de bolsillo., . , . , , , , . , , .
¿Cuál es el lugar de la energía oscura aquí? Ella juega un papel muy importante. En 1998, dos grupos de astrónomos descubrieron independientemente que el universo ahora se está expandiendo con aceleración. Ahora sabemos que el universo se ha expandido rápidamente en los últimos cinco mil millones de años de los 14 mil millones de años de la historia del universo. Hubo un período en que la expansión se desaceleró hasta hace cinco mil millones de años. La consecuencia de esto es que la inflación en realidad está sucediendo hoy. Esta expansión acelerada del universo que vemos es muy similar a la inflación, y realmente la interpretamos como un tipo similar de física. Creemos que fue causado por algún tipo de presión negativa, al igual que la inflación fue causada por la presión negativa.Este asunto, que aparentemente llena el espacio y tiene presión negativa, lo llamamos energía oscura. La energía oscura es simplemente, por definición, algo, sea lo que sea, que causa esta aceleración. Uno puede preguntarse, ¿qué es realmente la energía oscura? La respuesta más segura a esto es que nadie lo sabe. Sin embargo, existe el candidato más probable. El candidato más probable y otros candidatos no son muy diferentes de él, solo que la energía oscura es la energía del vacío. La energía del vacío. Puede ser sorprendente que el vacío pueda tener energía. Pero te lo contaré, y esto no es tan sorprendente.Pero si la energía oscura es simplemente energía de vacío, es totalmente consistente con todo lo que sabemos sobre la naturaleza de la expansión del universo que podemos medir.ESTUDIANTE: ¿por qué solo en los últimos cinco mil millones de años el universo comenzó a expandirse rápidamente?MAESTRO: Ahora puedo explicar esto. Ahora que he dicho que probablemente haya energía de vacío, puedo darte una respuesta. La respuesta es que la energía del vacío no cambia con el tiempo, porque es simplemente la energía del vacío. Esto es lo mismo que dije sobre la densidad de energía durante la inflación. Es solo una constante. Al mismo tiempo, la materia ordinaria se descarga más a medida que el universo se expande, disminuyendo su densidad en proporción al cubo del tamaño del universo., , . , , , , . , , .
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Entonces, por lo que podemos decir, no hay razón para que la energía del vacío sea cero. Pero esto no significa que comprendamos a qué equivale su significado. Hoy, el verdadero problema desde el punto de vista de la física fundamental no es descubrir por qué el vacío puede tener una densidad de energía distinta de cero. El problema es entender por qué es tan pequeño. ¿Por qué es esto un problema? La teoría del campo cuántico, que no estudiaremos en detalle, dice que, por ejemplo, el campo electromagnético oscila constantemente. Esto se debe al principio de incertidumbre. Estas vibraciones pueden tener cualquier longitud de onda. Y cada longitud de onda contribuye a la densidad de energía de las fluctuaciones del vacío.Sin embargo, no hay una longitud de onda más corta. En una caja de cualquier tamaño, hay la longitud de onda más larga, pero no la más corta. Resulta que cuando tratamos de calcular la densidad de energía de vacío en la teoría de campo cuántico, diverge del lado de las longitudes de onda cortas. Se vuelve literalmente interminable, ya que un cálculo formal muestra que todas las longitudes de onda contribuyen, y la longitud de onda más corta no existe.? , . , , , . , , . , - . , , , .
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-33centímetros Si hace esto, puede calcular la densidad de energía del campo electromagnético del vacío y obtener un número finito. Pero es muy grande. No difiere en un pequeño número, sino mucho. Es más de 120 órdenes de magnitud. Por lo tanto, no entendemos por qué la energía del vacío es lo que es, porque nuestras estimaciones simples dicen que debería ser 120 órdenes de magnitud más.Debo decir que todavía hay una salida. La energía que calculamos aquí es solo una de las contribuciones a la energía total del vacío. También hay contribuciones negativas. Si calculamos la fluctuación del campo de electrones, entonces su contribución a la energía será negativa. En principio, es posible que estas contribuciones se compensen entre sí de manera exacta o casi exacta, pero no sabemos por qué deberían hacerlo. Por lo tanto, hay una gran pregunta sobre la predicción teórica de la densidad de energía de vacío.
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Con este supuesto, la teoría de cuerdas es la supuesta ley de la física que gobierna todo. Pero si vivieras en uno de estos universos de bolsillo, en realidad verías las leyes de la física que eran muy diferentes de las leyes de otros universos de bolsillo. El hecho es que la física que realmente vemos y medimos es física de baja energía en comparación con la escala de energía de la teoría de cuerdas. Solo vemos pequeñas fluctuaciones en la estructura del vacío en el que vivimos., – , , . , . , — , . , - , , . , .
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