Pregunta sobre la inflación como transición de fase

El universo inflado puede, por ejemplo, ser descrito por la métrica FLRW

El factor de escala$a(t)$, que describe la expansión, se obtiene de la ecuación de Friedman apropiada que contiene solo la energía del vacío$\rho_0$como fuente de gravedad

con la solución exponencial

Para que ocurra la inflación con esta expansión exponencial, la constante de Hubble$H$y por lo tanto$\rho_0$tiene que ser constante.

Durante una fase inflacionaria se supone que la contribución más importante a la energía del vacío se debe a la energía potencial$V(\phi)$del campo inflatón escalar$\phi$que tiene el lagrangiano

Entonces, un período inflacionario en sí mismo, por ejemplo, la inflación del universo primitivo, no puede describirse mediante una transición de fase; Se supone que la densidad de energía potencial del campo de inflatón es casi constante, y se encuentra en el mínimo local izquierdo en la figura a continuación.

Sin embargo, el final de esta inflación temprana, que puede describirse como un salto al valor más bajo de la densidad de energía potencial (y una inflación mucho más lenta) que observamos hoy, corresponde a una transición de fase durante la cual la diferencia en la densidad de energía potencial del inflatón El campo entre el mínimo local izquierdo y derecho se libera como una especie de calor latente (recalentamiento) y se convierte en energía cinética y finalmente en partículas y semillas de las galaxias que observamos hoy. Más detalles sobre cómo el fin de la inflación temprana puede describirse como una fase de transición se pueden encontrar, por ejemplo, en este documento.

Como se dijo anteriormente, se supone que el campo inflatón es un campo escalador; Muchos campos escalares ocurren, por ejemplo, por diferentes razones físicas en la teoría de cuerdas, algunos de ellos se describen aquí o aquí . Algunas personas están tratando de reconstruir el potencial del campo inflatón a partir de las observaciones.