¿Por qué proceso terminó la era de la inflación, o simplemente se desaceleró (mucho)?

La inflación lenta, que es uno de los modelos más populares, tiene un mecanismo bien definido para determinar el final de la inflación. Bajo este marco, definimos dos parámetros de balanceo lento,$\epsilon$y$\eta$. Se define que la inflación termina cuando$\epsilon=-\frac{\dot H}{H^2}\sim1$

Aquí,$H$es la tasa de Hubble y$\dot H$es su derivada temporal. Algunas matemáticas simples mostrarán que esto es equivalente a$\epsilon=1-\frac{\ddot a}{aH^2}$, dónde$a$es el factor de escala. Como puede ver, cada vez que se acelera la expansión, tendremos$\epsilon<1$. Sin embargo, dado que nuestro valor actual de la$\frac{\ddot a}{aH^2}$plazo es tan pequeño, el valor presente de$\epsilon$sigue siendo de orden 1. Esto significa que todavía no consideramos que la expansión acelerada actual sea inflación.

Bajo este marco, es fácil mostrar que la inflación, de hecho, terminó. Los modelos más comúnmente aceptados muestran que$\epsilon$se convirtió en orden 1 después de aproximadamente 55-60 e-folds de inflación (un e-fold es el tiempo que tarda durante la inflación para que el factor de escala aumente en un factor de$e$). Esto corresponde a aproximadamente$10^{-30}s$. Después de este punto, se produjeron eras dominadas por la radiación y la materia, durante las cuales la expansión se desaceleró, lo que se puede ver claramente haría$\epsilon>1$. Así que la inflación claramente terminó.

Pero todavía no he descrito el proceso por el cual terminó la inflación. Esto se debe a que este proceso depende en gran medida del modelo. En la inflación de rollo lento, normalmente tenemos un campo de inflación y una función potencial que define cómo se comporta. No existe una definición establecida para una función potencial correcta, lo que significa que usted es libre de elegir la suya propia. Uno de los más simples es un$V={1\over2}m^2\phi^2$potencial, donde$\phi$es el campo inflatón. Bajo este modelo,$\epsilon = \frac{2M_p^2}{\phi^2}$dónde$M_p$es la masa de Planck. A esto lo llamamos inflación de avance lento porque el campo inflatón desciende lentamente el potencial, que en este caso es una parábola simple. Normalmente elegimos un valor inicial de aproximadamente$\phi=3M_p$por razones complicadas. Puede ver cómo seguir la pendiente del potencial conduciría a$\phi$disminuir. Y puedes ver cómo disminuyendo$\phi$aumentaría$\epsilon$. Mediante este proceso, la inflación termina.

Ahora, en cuanto a la era dominada por la energía oscura. Después de que terminó la inflación, los inflatones decayeron y dejaron 3 tipos principales de energía; Radiación, materia y energía oscura. Las densidades de energía de estos tres tipos están vinculadas al factor de escala. La radiación tiene una densidad de energía proporcional a$a^{-4}$, la materia es proporcional a$a^{-3}$, y la energía oscura es más o menos constante. Con ese conocimiento y algunas matemáticas sofisticadas que he omitido convenientemente, podemos definir una función potencial,$V(a)$, que cada uno de estos tipos de energía contribuyen y muestran que

También podemos hacer el siguiente gráfico:

En esta figura, la línea amarilla representa la contribución a$V(a)$de la radiación, el rojo es de la materia, el azul es de la energía oscura y la línea negra es el total$V(a)$. Puedes ver que a medida que el universo se expandió, la tasa de expansión estuvo inicialmente dominada por la radiación, luego la materia y luego la energía oscura. El punto donde la línea azul cruza la línea roja es aproximadamente el momento en que la expansión comenzó a acelerarse nuevamente. Actualmente estamos justo más allá de ese punto.

El artículo de wikipedia es informativo.

Este es el modelo actual del Big Bang, resumido en una imagen allí por Yinweichen

La inflación del Big Bang no se ha detenido, en el sentido de la definición webster: inflado: lleno y agrandado con aire o gas ya que se ha observado una expansión acelerada del universo, a la derecha de la imagen. La expansión no es del gas, sino del espacio mismo expandiéndose de manera acelerada.

La expansión del universo en el tiempo y el espacio reduce las energías promedio en el espacio-tiempo, se utilizan diferentes modelos teóricos para describir las observaciones. Modelos efectivos porque aún no se ha cuantificado la gravedad en un modelo validado, por lo que en el futuro pueden aparecer nuevas explicaciones.

La observación de que el Fondo Cósmico de Microondas es muy uniforme mientras que en el momento en que los fotones se desacoplaron de las masas (a los 380.000 años), no había forma de que termodinámicamente el universo pudiera homogeneizarse (ya que la relatividad especial no permitía la comunicación a distancia), mostró que se necesitaba un nuevo mecanismo. Se introdujo el período de inflación antes de 10^-32 segundos, un régimen de mecánica cuántica donde la homogeneización la realizaba el campo de inflación, con inflación rápida. El campo inflatón necesita energías muy grandes y a medida que el universo se expandió y las densidades cayeron, las energías no pudieron sostener la inflación:

A medida que el campo inflacionario se relaja lentamente hasta el vacío, la constante cosmológica llega a cero y el espacio comienza a expandirse normalmente.

El tiempo anterior se llama período de inflación.

Después de ese período, uno usa modelos de física de partículas con plasmas de quarks, gluones, etc. a medida que pasa el tiempo. Los gluones y quarks están confinados porque la energía cae, y la fusión nuclear comienza a los 0.01 segundos y termina a los 3 minutos cuando los átomos comienzan a formarse hasta que la mayoría de los átomos son neutrales y los fotones se desacoplan y dan el CMB a los 380.000 años de la singularidad BB.

Los datos/observaciones han demostrado que la expansión se está acelerando nuevamente, lo que plantea la necesidad de energía oscura y una constante cosmológica.

De 2003 a 2010, el WMAP de la NASA tomó imágenes muy detalladas del universo por medio de la radiación de fondo cósmico de microondas. Las imágenes pueden interpretarse para indicar que el universo tiene 13.700 millones de años (con un error del uno por ciento) y que el modelo Lambda-CDM y la teoría inflacionaria son correctos. Ninguna otra teoría cosmológica puede explicar todavía una gama tan amplia de parámetros observados, desde la relación de las abundancias elementales en el universo primitivo hasta la estructura del fondo cósmico de microondas, la mayor abundancia observada de núcleos galácticos activos en el universo primitivo y la masas de cúmulos de galaxias.

Aquí es donde estamos, esperando nuevos datos y avances en la cuantización de la gravedad.