¿Cuál es la evidencia de la inflación del universo primitivo?

Como señaló Weinberg en su libro Cosmología (tenga en cuenta que esto NO es Gravitación y Cosmología. También tiene un libro con ese nombre), la inflación se propuso para explicar 3 problemas: 1) Problema del horizonte 2) Problema de planitud 3) Problema de monopolo

1) Problema del horizonte: La evolución del factor de escala antes y después del desacoplamiento es$\sqrt{t}$y$t^{\frac{2}{3}}$. Calculamos la dimensión lineal de los conos de luz hacia adelante y hacia atrás en el momento del desacoplamiento en el modelo del big bang caliente. El radio de este cono de luz es el tamaño físico de la región en la última superficie de dispersión de la que recibimos el CMB. El cono de luz hacia atrás es$l_{B} \approx 3(t_{dec}^{2}t_{0})^{1/3}$($t_{0}$es tiempo presente). El radio del cono de luz delantero es$l_{F} = 2t_{dec}$. El radio$R \equiv \frac{l_{B}}{l_{F}} \approx 70$. La longitud de onda física asociada con las perturbaciones cosmológicas crece más rápido que el radio de Hubble a medida que retrocedemos en el tiempo. Si un mecanismo causal es responsable de las faltas de homogeneidad, entonces estas escalas deberían estar dentro de la escala de Hubble en el universo muy primitivo. Esto es posible si la longitud de onda asociada a la perturbación disminuye más rápido que el radio de Hubble a medida que retrocedemos en el tiempo. Entonces,$-\frac{d}{dt}\left( \frac{\lambda}{d_{H}}\right) <0$($d_{H}$es el radio de Hubble). Esto lleva a$\ddot{a} >0$. En la mayoría de los casos, lo modelamos como un solo campo escalar que causa esta inflación en un fondo de De Sitter ($\Lambda$universo dominado)

2) Problema de planitud: un argumento menos convincente de la inflación. Experimentalmente, observamos un parámetro de curvatura espacial que se desvanece$\Omega_{K} = -\frac{K}{a^2 H^2} = -\frac{K}{a^2}$. Al resolver este problema, asumimos que no sucede mucho con el factor de escala cósmico y la tasa de expansión desde el final de la inflación hasta el comienzo de la era dominada por la radiación, es decir$a_{Inflation}H_{Inflation} \approx a_{rad. domination}H_{rad. domination}$. El pequeño valor de$|K|/\dot{a}^2$podría explicarse tomando$K=0$es decir, un universo espacialmente plano. Sin embargo, la inflación abre la posibilidad de que el universo no sea del todo homogéneo e isótropo y que su aparente planitud de la métrica cósmica sea sólo el resultado de la inflación.

3) Problema del monopolo: el modelo estándar predice que en un universo primitivo caliente, se debe producir una gran cantidad de monopolos rompiendo la simetría de alguna teoría de calibre único, ya que se encuentra en una escala de energía de aproximadamente$M = 10^{16}$GeV. Esos monopolos deberían haber persistido incluso hasta nuestros días. Sin embargo, este no es el caso.

Entre todos los problemas anteriores, el problema del horizonte es el más serio. Ya que, los otros dos pueden explicarse por otros mecanismos. Además, cualquier número de$e$-foldings no solo resuelve el problema del horizonte sino también el problema de la planitud y el problema del monopolo.

No puedo entrar en muchos detalles aquí, pero permítanme decir que el crecimiento exponencial trae muchas cosas que vemos a nuestro alrededor en este momento: ausencia de monopolos magnéticos, un universo homogéneo en el que ninguna sección es una sección "preferida", es decir, tiene más densidad de materia, y muchas más cantidades observables.

En realidad, después de una breve búsqueda, encontré un artículo wiki que decía la mayoría de las cosas que dije anteriormente y mucho, mucho más: http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_inflation#Observational_status

Personalmente, creo que los argumentos estándar aún no son concluyentes. El problema del horizonte, o el problema de la homogeneidad, se puede explicar asumiendo que la condición inicial es homogénea, sin suponer que el contacto causal en el universo primitivo haya suavizado las faltas de homogeneidad. Puede objetar que una condición inicial homogénea es "antinatural", pero dado que sabemos tan poco sobre la singularidad del Big Bang, no hay nada concluyente que pueda decirse. El problema del monopolo es solo un problema si cree que existen monopolos, lo cual no tiene evidencia empírica hasta el momento. El problema de la curvatura, nuevamente, es un problema de "naturalidad", pero carecemos de una definición precisa de naturalidad dada nuestra incapacidad para comprender la singularidad del Big Bang.

La razón principal (y original) de la propuesta de la teoría inflacionaria fue el problema del horizonte . Es decir, el hecho de que el universo sea tan increíblemente homogéneo e isotrópico a pesar de que algunas partes del universo aparentemente están demasiado lejos para haber intercambiado energía. La inflación en el universo primitivo es una poderosa explicación para esta intrigante observación. También cabe destacar el problema de la planitud , que la inflación también ayuda a resolver.

Por supuesto, existen varias otras teorías para explicar estos problemas, que no están relacionadas de ninguna manera con la inflación, como la teoría de la velocidad variable de la luz (VSL). Sin embargo, estos están bajo investigación activa y aún no son ampliamente aceptados.

La evidencia está en contra:
los mapas CMB WMAP son inconsistentes con el modelo cosmológico estándar , de aquí:

Anomalías de gran angular en el CMB (acceso abierto) y en arXiv - Abril de 2010 (negritas mías)

Resumen
... Discutimos estos hallazgos en relación con la expectativa de la cosmología inflacionaria estándar ...
Resumen
El estudio de las alineaciones en el ℓ CMB bajo ha encontrado una serie de peculiaridades. Hemos demostrado que la alineación de los planos cuadripolar y octopolar es inconsistente con los cielos gaussianos estadísticamente isotrópicos al menos en el nivel de confianza del 99% . Además, un número de alineaciones (posiblemente relacionadas) se producen a niveles de confianza del 95% o superiores. La combinación de estos proporciona una fuerte indicación de que los mapas CMB WMAP de cielo completo son inconsistentes con el modelo cosmológico estándar en los ángulos grandes.Aún más peculiar es la alineación del cuadrupolo y el octopolo con las características del sistema solar (el plano de la eclíptica y el dipolo) .

Introducción
A este respecto, vale la pena señalar que nuestro historial en la predicción de las propiedades brutas del universo a gran escala a partir de primeros principios ha sido bastante pobre. De acuerdo con el modelo estándar de concordancia de la cosmología, más del 95% del contenido energético del universo es extraordinario: materia oscura o energía oscura cuya existencia se ha inferido del fracaso del modelo estándar de física de partículas más la relatividad general para describir el comportamiento de sistemas astrofísicos más grandes que un cúmulo estelar, mientras que la misma homogeneidad e isotropía (y falta de homogeneidad) del universo se deben a la influencia de un campo inflatón cuya identidad física de partículas es completamente misteriosa incluso después de tres décadas de teorización.

Conclusiones ... El CMB es ampliamente considerado como una fuerte evidencia que sustenta el modelo de concordancia de la cosmología. De hecho, la concordancia entre la teoría y los datos es notable: los patrones en las funciones de correlación de dos puntos (TT, TE y EE) de los picos y valles Doppler se reproducen en detalle ajustando solo seis (más o menos) parámetros cosmológicos. Este acuerdo no debe tomarse a la ligera; muestra nuestra comprensión precisa de la física causal en la última superficie de dispersión. Aun así, el modelo cosmológico al que llegamos es barroco, requiriendo la introducción a diferentes escalas y épocas de tres fuentes de densidad de energía que solo se detectan gravitacionalmente: la materia oscura, la energía oscura y el inflatón.. Esto solo debería alentarnos a desafiar continuamente el modelo y probar las observaciones, particularmente en escalas más grandes que el horizonte en el momento de la última dispersión.

Como mínimo, las pruebas de las propiedades de ángulo grande (ℓ bajo) del CMB revelan que no vivimos en una realización típica del modelo de concordancia de ΛCDM inflacionario .

Del lado teórico: de Michael S. Turner (1997)
Diez cosas que todos deberían saber sobre la inflación

La materia oscura fría, que es un medio importante para probar la inflación, es una teoría de diez parámetros ,$h,\Omega_Bh^2,S,n,dn/d \ln{k}, T/S, nT, > \Omega_\nu,g_*, \Omega_\Lambda$. Si bien este es un número abrumador de parámetros , especialmente para una teoría cosmológica, hay buenas razones para creer que dentro de diez años los datos sobredeterminarán estos parámetros. Crucial para lograr este objetivo son las mediciones de alta precisión y alta resolución de la anisotropía CBR que se realizarán durante la próxima década por... ...ΛCDM es consistente con todas las observaciones discutidas aquí, así como con otras;...
...
La inflación hace tres predicciones sólidas
1 Universo
plano 2 Espectro de perturbaciones de densidad gaussianas casi invariante en
escala 3 Espectro de ondas gravitacionales casi invariante en escala

El futuro: (obviamente es mi propia perspectiva)
En este novedoso modelo cosmológico Un modelo auto-similar del Universo revela la naturaleza de la energía oscura, la Inflación no es necesaria.
Tuve un papel en el periódico, no como autor, y agradezco cualquier crítica.