¿Cuál es exactamente el problema que resuelve la inflación?

Hay abundantes documentos sobre cómo la inflación resuelve el problema de que la relatividad general predice un CMB irregular. Esa influencia 'suaviza' las fluctuaciones de curvatura y, por lo tanto, predice un CMB en equilibrio térmico. La curva perfecta de radiación del Cuerpo Negro es una prueba de que el cielo visible estuvo en contacto causal con todas las demás partes del cielo visible en algún momento.

Pero no entiendo de dónde viene este problema y no puedo encontrar una descripción lúcida en ninguno de los textos. En t=0, el universo estaba en contacto causal y en equilibrio térmico. Debe ser un Cuerpo Negro perfecto en este punto. En t = d , la temperatura máxima del espacio tiene un valor finito y, de nuevo, la radiación daría un perfil perfecto porque no hay física para distribuir aleatoriamente la energía inicial (sin motor principal) del big bang. esto sigue para t = 2 d , t = 3 d , etcétera.

El tiempo pasa y eventualmente obtenemos fluctuaciones cuánticas en los campos. Uno de los campos que pueden fluctuar es energía/masa. Así que tenemos un bache en la curvatura porque una pequeña sección tiene más/menos masa que el promedio. ¿Las faltas de homogeneidad que corrige la inflación se deben al hecho de que el factor de escala ahora es permanentemente diferente en las regiones más o menos densas?

Pregunta relacionada aquí .
Sería útil si leyera la pregunta antes de publicar una respuesta. La página Wiki, como todos los libros de texto, afirma que lo que observamos es un universo homogéneo. En ningún momento discuten por qué esto es un problema. En t = 0 , por definición. todo el universo estaba en contacto causal y habría tenido la misma temperatura. Qué provocó las inhomogeneidades que la inflación busca corregir.

Respuestas (2)

Un cuerpo negro no tiene una temperatura uniforme. Cualquier objeto por encima del cero absoluto experimenta fluctuaciones estadísticas aleatorias en su distribución de energía, por lo que tiene regiones más cálidas y regiones más frías. En un cuerpo que está en equilibrio térmico estas fluctuaciones se van creando y desapareciendo continuamente por lo que la temperatura global tiene un valor constante y bien definido.

El problema con el universo es que en las primeras etapas de su expansión se estaba expandiendo demasiado rápido para que las fluctuaciones más calientes calentaran las fluctuaciones más frías y desaparecieran. Tan pronto como apareciera una fluctuación, la expansión desgarraría las regiones más calientes y más frías y preservaría la diferencia de temperatura.

De hecho, la expansión posterior aumenta la falta de homogeneidad porque las regiones más frías y densas se expanden menos y las regiones más cálidas y menos densas se expanden más. El resultado final es que, en el momento de la CMB, las fluctuaciones térmicas habrían creado diferencias de temperatura muchos órdenes de magnitud mayores que las observadas en la CMB. Este es el problema fundamental que resuelve la inflación.

¿Una región con una temperatura más alta implica más energía/masa? Si es así, ¿eso implica que el factor de escala es diferente al de una región con menos energía/masa? Si es así, ¿eso implica que las regiones del espacio se expanden a diferentes tasas (medibles)?
@DonaldAirey, la tasa de expansión aumenta a medida que retrocede hacia el Big Bang y se vuelve infinita en la singularidad. La caída en la tasa de expansión que avanza en el tiempo se debe a que la gravedad colectiva de toda la materia del universo ralentiza la tasa de expansión. Las regiones menos densas se ralentizan menos que las regiones más densas, por lo que las regiones menos densas terminan expandiéndose más rápido que las regiones más densas en cualquier momento después del Big Bang. Sin embargo, en el momento del CMB, la diferencia era tan pequeña que se necesitaron décadas para realizar mediciones precisas.
Mirando el universo hoy, no vemos diferencias detectables en la tasa de expansión, aunque, por supuesto, cualquier medición es difícil debido a las faltas de homogeneidad a pequeña escala, como supercúmulos y más pequeños.
>> la expansión separaría las regiones más calientes y más frías y preservaría la diferencia de temperatura Sí. Entiendo esa parte, pero ¿en qué magnitud de diferencia está 'congelada'? ¿Es más que la parte 1 en 500,000 que vemos hoy (sin considerar el efecto que menciona en el siguiente párrafo de su respuesta)?
@DonaldAirey No tengo los números a mano, pero las diferencias de temperatura serían órdenes de magnitud mayores que las que se observan en el CMB.
DE ACUERDO. Así que hemos llegado al punto de partida de mi pregunta original. ¿Cómo sabes esto? No estoy dudando de sus credenciales, pero como científico me gustaría seguir la física y llegar a la misma conclusión. Aproximadamente entiendo que la energía en las regiones locales de un campo cuántico fluctuará. Entiendo que esas regiones pueden separarse más rápido de lo que un fotón podría transportar información, pero no entiendo la conclusión de que esas fluctuaciones son mayores que las que observamos hoy (por ejemplo, 1 parte en 500.000).
@DonaldAirey esto es algo que he leído a lo largo de los años. Intentaré encontrar una referencia, pero podría tomar un poco de búsqueda. Solo recuerdo el resultado general y no los detalles del cálculo. Pensé en publicar la parte que recordé, ya que le dará un lugar para comenzar si desea investigarlo usted mismo.
"De hecho, la expansión posterior aumenta la falta de homogeneidad porque las regiones más frías y densas se expanden menos y las regiones más cálidas y menos densas se expanden más". Esta afirmación parece más cercana a la verdad. Es un pequeño error que se acumularía con el tiempo. También es un resultado directo de aplicar GR al factor de escala. Su primera respuesta parece ser una predicción de cualquier enfriamiento adiabático, no específicamente GR (que los textos ubican uniformemente como fuente de la predicción errónea).

El problema, o afirmación, es que la inflación resuelve el problema de la planitud. Concretamente, el problema es que en cosmología hay una variable dinámica (es decir, que depende del tiempo), llamada parámetro de densidad de curvatura. Es por construcción adimensional (no tiene unidades) y su valor actual es menor a 0.1.

El modelo estándar de la cosmología del big bang caliente requiere condiciones iniciales que son problemáticas de dos maneras:

  1. Se supone que el universo primitivo era muy homogéneo, a pesar de que las regiones separadas estaban causalmente desconectadas (problema del horizonte); y
  2. El valor inicial de la constante de Hubble debe ajustarse con precisión extraordinaria para producir un universo tan plano (es decir, cerca de la densidad de masa crítica) como el que vemos hoy (¡este es el problema de la planitud!).

Estos problemas desaparecerían si, en su historia temprana, el universo se sobreenfriara a temperaturas de órdenes de magnitud por debajo de la temperatura crítica para alguna transición de fase.

Un enorme factor de expansión resultaría entonces de un período de crecimiento exponencial, y la entropía del universo se multiplicaría por un factor enorme cuando se liberara el calor latente. Tal escenario es completamente natural en el contexto de grandes modelos unificados de interacciones de partículas elementales.

Para leer más, vea la Clase 1 aquí.

Leí la conferencia y tiene exactamente el mismo problema que el resto del texto: dice que la inflación soluciona el problema, pero no describe cómo llegó a ser un problema. Aquí hay un ejemplo: "Esto significa que deben verse muy diferentes entre sí" . ¿Por qué? El universo estaba en equilibrio en t = 0 , entonces, ¿cuál fue el motor principal que causó la falta de homogeneidad que corrige la inflación?
¿Cuál es exactamente el problema que resuelve la inflación?
RespuestasAquíPolítica de privacidad1y, 0v