Inflação (cosmologia)

Na cosmologia física, inflação cósmica, inflação cosmológica, ou apenas inflação, é uma teoria da expansão exponencial do espaço no início do universo. Acredita-se que a época inflacionária tenha durado de 10⁻³⁶ segundos a 10⁻³³ e 10⁻³² segundos após o Big Bang. Após o período inflacionário, o universo continuou a se expandir, mas em um ritmo mais lento. A aceleração dessa expansão devido à energia escura começou depois que o universo já tinha mais de 7,7 bilhões de anos (5,4 bilhões de anos atrás).

A teoria da inflação foi desenvolvida no final dos anos 1970 e início dos anos 80, com contribuições notáveis de vários físicos teóricos, incluindo Alexei Starobinsky no Landau Institute for Theoretical Physics, Alan Guth na Cornell University e Andrei Linde no Lebedev Physical Institute. Alexei Starobinsky, Alan Guth e Andrei Linde ganharam o Prêmio Kavli de 2014 "por serem pioneiros na teoria da inflação cósmica". Foi desenvolvido ainda mais no início de 1980. Explica a origem da estrutura em grande escala do cosmos. As flutuações quânticas na região inflacionária microscópica, ampliadas ao tamanho cósmico, tornam-se as sementes para o crescimento da estrutura no Universo (ver formação e evolução de galáxias e formação de estruturas). Muitos físicos também acreditam que a inflação explica por que o universo parece ser o mesmo em todas as direções (isotrópico), por que a radiação cósmica de fundo em micro-ondas é distribuída uniformemente, por que o universo é plano e por que nenhum monopolo magnético foi observado.

O mecanismo detalhado da física de partículas responsável pela inflação é desconhecido. O paradigma inflacionário básico é aceito pela maioria dos físicos, pois várias previsões de modelos inflacionários foram confirmadas pela observação; no entanto, uma minoria substancial de cientistas discorda dessa posição. O campo hipotético considerado responsável pela inflação é chamado de inflaton.

Em 2002, três dos arquitetos originais da teoria foram reconhecidos por suas principais contribuições; os físicos Alan Guth, do M.I.T., Andrei Linde, de Stanford, e Paul Steinhardt, de Princeton, dividiram o prestigioso Prêmio Dirac "pelo desenvolvimento do conceito de inflação na cosmologia". Em 2012, Guth e Linde receberam o Prêmio Breakthrough em Física Fundamental por sua invenção e desenvolvimento da cosmologia inflacionária.

Visão geral

Por volta de 1930, Edwin Hubble descobriu que a luz de galáxias remotas era desviada para o vermelho; quanto mais remoto, mais deslocado. Isso foi rapidamente interpretado como significando que as galáxias estavam se afastando da Terra. Se a Terra não estiver em uma posição central especial e privilegiada no universo, isso significaria que todas as galáxias estão se afastando e, quanto mais longe, mais rápido elas estão se afastando. Agora é entendido que o universo está se expandindo, carregando as galáxias com ele e causando essa observação. Muitas outras observações concordam e também levam à mesma conclusão. No entanto, por muitos anos não ficou claro por que ou como o universo poderia estar se expandindo, ou o que isso poderia significar.

Com base em uma enorme quantidade de observação experimental e trabalho teórico, acredita-se agora que a razão para a observação é que o próprio espaço está se expandindo e que se expandiu muito rapidamente na primeira fração de um segundo depois do Big Bang. Esse tipo de expansão é conhecido como expansão "métrica". Na terminologia da matemática e da física, uma "métrica" é uma medida de distância que satisfaz uma lista específica de propriedades, e o termo implica que o sentido de distância dentro do universo está mudando. Hoje, a variação métrica é um efeito muito pequeno para ser visto em menos de uma escala intergaláctica.

A explicação moderna para a expansão métrica do espaço foi proposta pelo físico Alan Guth em 1979, enquanto investigava o problema de por que nenhum monopolo magnético é visto hoje. Ele descobriu que se o universo contivesse um campo em um falso estado de vácuo de energia positiva, então, de acordo com a relatividade geral, isso geraria uma expansão exponencial do espaço. Rapidamente percebeu-se que tal expansão resolveria muitos outros problemas de longa data. Esses problemas surgem da observação de que, para se parecer com hoje, o Universo teria que ter começado com uma sintonia muito fina, ou "especial" condições iniciais do Big Bang. A teoria da inflação também resolve amplamente esses problemas, tornando assim um universo como o nosso muito mais provável no contexto da teoria do Big Bang.

Ainda não foi descoberto nenhum campo físico responsável por essa inflação. No entanto, tal campo seria escalar e o primeiro campo escalar relativístico comprovado, o campo de Higgs, só foi descoberto em 2012–2013 e ainda está sendo pesquisado. Portanto, não é visto como problemático que um campo responsável pela inflação cósmica e pela expansão métrica do espaço ainda não tenha sido descoberto. O campo proposto e seus quanta (as partículas subatômicas relacionadas a ele) foram chamados de inflaton. Se esse campo não existisse, os cientistas teriam que propor uma explicação diferente para todas as observações que sugerem fortemente que uma expansão métrica do espaço ocorreu e ainda está ocorrendo (muito mais lentamente) hoje.

Teoria

Um universo em expansão geralmente tem um horizonte cosmológico, que, por analogia com o horizonte mais familiar causado pela curvatura da superfície da Terra, marca o limite da parte do Universo que um observador pode ver. A luz (ou outra radiação) emitida por objetos além do horizonte cosmológico em um universo em aceleração nunca atinge o observador, porque o espaço entre o observador e o objeto está se expandindo muito rapidamente.

História do Universo – ondas gravitacionais são hipotetizadas para surgir da inflação cósmica, uma expansão mais rápida do que a luz logo após o Big Bang.

O universo observável é uma mancha causal de um universo inobservável muito maior; outras partes do Universo ainda não podem se comunicar com a Terra. Essas partes do Universo estão fora do nosso horizonte cosmológico atual. No modelo padrão do big bang quente, sem inflação, o horizonte cosmológico se move, trazendo novas regiões à vista. No entanto, quando um observador local vê tal região pela primeira vez, ela não parece diferente de qualquer outra região do espaço que o observador local já tenha visto: sua radiação de fundo está quase na mesma temperatura que a radiação de fundo de outras regiões, e sua a curvatura do espaço-tempo está evoluindo em sincronia com as outras. Isso representa um mistério: como essas novas regiões sabiam que temperatura e curvatura deveriam ter? Eles não poderiam ter aprendido recebendo sinais, porque não estavam anteriormente em comunicação com nosso cone de luz passado.

A inflação responde a essa pergunta postulando que todas as regiões vêm de uma era anterior com uma grande energia de vácuo, ou constante cosmológica. Um espaço com uma constante cosmológica é qualitativamente diferente: em vez de se mover para fora, o horizonte cosmológico permanece parado. Para qualquer observador, a distância ao horizonte cosmológico é constante. Com o espaço em expansão exponencial, dois observadores próximos são separados muito rapidamente; tanto assim, que a distância entre eles ultrapassa rapidamente os limites das comunicações. As fatias espaciais estão se expandindo muito rapidamente para cobrir grandes volumes. As coisas estão constantemente se movendo além do horizonte cosmológico, que está a uma distância fixa, e tudo se torna homogêneo.

À medida que o campo inflacionário relaxa lentamente para o vácuo, a constante cosmológica vai para zero e o espaço começa a se expandir normalmente. As novas regiões que aparecem durante a fase de expansão normal são exatamente as mesmas regiões que foram empurradas para fora do horizonte durante a inflação e, portanto, estão quase na mesma temperatura e curvatura, porque vêm do mesmo pequeno pedaço de espaço originalmente..

A teoria da inflação explica, portanto, por que as temperaturas e curvaturas de diferentes regiões são quase iguais. Ele também prevê que a curvatura total de uma fatia de espaço em tempo global constante é zero. Essa previsão implica que a matéria comum total, a matéria escura e a energia residual do vácuo no Universo devem ser somadas à densidade crítica, e as evidências apóiam isso. Mais surpreendentemente, a inflação permite que os físicos calculem as diferenças mínimas de temperatura de diferentes regiões a partir das flutuações quânticas durante a era inflacionária, e muitas dessas previsões quantitativas foram confirmadas.

O espaço se expande

Em um espaço que se expande exponencialmente (ou quase exponencialmente) com o tempo, qualquer par de objetos flutuantes inicialmente em repouso se afastará um do outro a uma taxa acelerada, pelo menos enquanto não estiverem unidos por qualquer força. Do ponto de vista de um desses objetos, o espaço-tempo é algo como um buraco negro de Schwarzschild de dentro para fora – cada objeto é cercado por um horizonte de eventos esférico. Uma vez que o outro objeto tenha caído neste horizonte, ele nunca poderá retornar, e mesmo os sinais de luz que ele enviar nunca alcançarão o primeiro objeto (pelo menos enquanto o espaço continuar a se expandir exponencialmente).

Na aproximação de que a expansão é exatamente exponencial, o horizonte é estático e permanece a uma distância física fixa. Este pedaço de um universo inflado pode ser descrito pela seguinte métrica:

DS2= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =- Sim. - Sim. (1- Sim. - Sim. :: R2)c2D)2+11- Sim. - Sim. :: R2DR2+R2DΩ Ω 2.{displaystyle ds^{2}=-(1-Lambda r^{2}),c^{2}dt^{2}+{1 over 1-Lambda r^{2}},dr^{2}+r^{2},dOmega ^{2}.}

Este espaço-tempo em expansão exponencial é chamado de espaço de Sitter, e para sustentá-lo deve haver uma constante cosmológica, uma densidade de energia de vácuo que é constante no espaço e no tempo e proporcional a Λ na métrica acima. Para o caso de expansão exatamente exponencial, a energia do vácuo tem uma pressão negativa p igual em magnitude à sua densidade de energia ρ; a equação de estado é p=−ρ.

A inflação normalmente não é exatamente uma expansão exponencial, mas sim quase ou quase exponencial. Em tal universo, o horizonte crescerá lentamente com o tempo, à medida que a densidade de energia do vácuo diminuir gradualmente.

Restam poucas inomogeneidades

Como a expansão acelerada do espaço estende quaisquer variações iniciais de densidade ou temperatura para escalas de comprimento muito grandes, uma característica essencial da inflação é que ela suaviza as heterogeneidades e anisotropias e reduz a curvatura do espaço. Isso leva o Universo a um estado muito simples, no qual é completamente dominado pelo campo inflaton e as únicas inomogeneidades significativas são pequenas flutuações quânticas. A inflação também dilui partículas pesadas exóticas, como os monopolos magnéticos previstos por muitas extensões do Modelo Padrão da física de partículas. Se o Universo estivesse quente o suficiente para formar tais partículas antes de um período de inflação, elas não seriam observadas na natureza, pois seriam tão raras que é bem provável que não existam no observável universo. Juntos, esses efeitos são chamados de "teorema sem cabelo" por analogia com o teorema sem cabelo para buracos negros.

O "sem cabelo" teorema funciona essencialmente porque o horizonte cosmológico não é diferente de um horizonte de buraco negro, exceto por divergências filosóficas sobre o que está do outro lado. A interpretação do teorema sem cabelo é que o Universo (observável e não observável) se expande por um fator enorme durante a inflação. Em um universo em expansão, as densidades de energia geralmente caem ou se diluem à medida que o volume do universo aumenta. Por exemplo, a densidade de "frio" a matéria (poeira) diminui com o inverso do volume: quando as dimensões lineares dobram, a densidade de energia diminui oito vezes; a densidade de energia da radiação diminui ainda mais rapidamente à medida que o Universo se expande, pois o comprimento de onda de cada fóton é esticado (desviado para o vermelho), além dos fótons serem dispersos pela expansão. Quando as dimensões lineares são dobradas, a densidade de energia na radiação cai por um fator de dezesseis (veja a solução da equação de continuidade da densidade de energia para um fluido ultra-relativístico). Durante a inflação, a densidade de energia no campo inflaton é aproximadamente constante. No entanto, a densidade de energia em todo o resto, incluindo inomogeneidades, curvatura, anisotropias, partículas exóticas e partículas de modelo padrão, está caindo e, devido à inflação suficiente, tudo isso se torna insignificante. Isso deixa o Universo plano e simétrico e (além do campo homogêneo do inflaton) quase vazio, no momento em que a inflação termina e o reaquecimento começa.

Duração

Um requisito fundamental é que a inflação deve continuar por tempo suficiente para produzir o atual universo observável a partir de um único e pequeno volume inflacionário do Hubble. Isso é necessário para garantir que o Universo pareça plano, homogêneo e isotrópico nas maiores escalas observáveis. Este requisito é geralmente considerado satisfeito se o Universo expandido por um fator de pelo menos 10²⁶ durante a inflação.

Reaquecimento

A inflação é um período de expansão super-resfriada, quando a temperatura cai por um fator de 100.000 ou mais. (A queda exata depende do modelo, mas nos primeiros modelos era tipicamente de 10²⁷ K reduzido para 10²² K.) Esta temperatura relativamente baixa é mantida durante a fase inflacionária. Quando a inflação termina, a temperatura volta à temperatura pré-inflacionária; isso é chamado de reaquecimento ou termalização porque a grande energia potencial do campo inflaton decai em partículas e preenche o Universo com partículas do Modelo Padrão, incluindo radiação eletromagnética, iniciando a fase dominada por radiação do Universo. Como a natureza da inflação não é conhecida, esse processo ainda é pouco compreendido, embora se acredite que ocorra por ressonância paramétrica.

Motivações

A inflação resolve vários problemas na cosmologia do Big Bang que foram descobertos na década de 1970. A inflação foi proposta pela primeira vez por Alan Guth em 1979 enquanto investigava o problema de por que nenhum monopolo magnético é visto hoje; ele descobriu que um falso vácuo de energia positiva geraria, de acordo com a relatividade geral, uma expansão exponencial do espaço. Rapidamente percebeu-se que tal expansão resolveria muitos outros problemas de longa data. Esses problemas surgem da observação de que, para se parecer com hoje, o Universo teria que ter começado com uma sintonia muito fina, ou "especial" condições iniciais do Big Bang. A inflação tenta resolver esses problemas fornecendo um mecanismo dinâmico que leva o Universo a esse estado especial, tornando assim um universo como o nosso muito mais provável no contexto da teoria do Big Bang.

Problema do horizonte

O problema do horizonte é o problema de determinar por que o Universo parece estatisticamente homogêneo e isotrópico de acordo com o princípio cosmológico. Por exemplo, moléculas em um canister de gás são distribuídas de forma homogênea e isotropicamente porque estão em equilíbrio térmico: o gás em todo o canister teve tempo suficiente para interagir para dissipar inomogeneidades e anisotropias. A situação é bem diferente no modelo do big bang sem inflação, porque a expansão gravitacional não dá ao universo primitivo tempo suficiente para se equilibrar. Em um big bang com apenas a matéria e a radiação conhecidas no Modelo Padrão, duas regiões amplamente separadas do universo observável não podem ter se equilibrado porque se afastam uma da outra mais rápido que a velocidade da luz e, portanto, nunca entraram em contato causal. No início do Universo, não era possível enviar um sinal de luz entre as duas regiões. Como eles não tiveram interação, é difícil explicar por que eles têm a mesma temperatura (são termicamente equilibrados). Historicamente, as soluções propostas incluíam o universo Phoenix de Georges Lemaître, o universo oscilatório relacionado de Richard Chase Tolman e o universo Mixmaster de Charles Misner. Lemaître e Tolman propuseram que um universo passando por vários ciclos de contração e expansão poderia entrar em equilíbrio térmico. Seus modelos falharam, no entanto, devido ao acúmulo de entropia ao longo de vários ciclos. Misner fez a (finalmente incorreta) conjectura de que o mecanismo Mixmaster, que tornava o Universo mais caótico, poderia levar à homogeneidade estatística e isotropia.

Problema de nivelamento

O problema da planicidade às vezes é chamado de uma das coincidências de Dicke (juntamente com o problema da constante cosmológica). Tornou-se conhecido na década de 1960 que a densidade da matéria no Universo era comparável à densidade crítica necessária para um universo plano (ou seja, um universo cuja geometria de grande escala é a geometria euclidiana usual, em vez de uma hiperbólica ou esférica não-euclidiana). geometria).

Portanto, independentemente da forma do universo, a contribuição da curvatura espacial para a expansão do universo não poderia ser muito maior do que a contribuição da matéria. Mas à medida que o Universo se expande, a curvatura muda para o vermelho mais lentamente do que a matéria e a radiação. Extrapolado para o passado, isso apresenta um problema de ajuste fino porque a contribuição da curvatura para o Universo deve ser exponencialmente pequena (dezesseis ordens de magnitude menor que a densidade de radiação na nucleossíntese do Big Bang, por exemplo). Este problema é exacerbado por observações recentes da radiação cósmica de fundo que demonstraram que o Universo é plano em alguns por cento.

Problema monopolo magnético

O problema do monopolo magnético, às vezes chamado de "o problema das relíquias exóticas", diz que se o universo primitivo fosse muito quente, um grande número de monopolos magnéticos estáveis e muito pesados teria sido produzido.

Os monopolos magnéticos estáveis são um problema para as Teorias da Grande Unificação, que propõem que em altas temperaturas (como no início do universo) a força eletromagnética, as forças nucleares fortes e fracas não são realmente forças fundamentais, mas surgem devido à quebra espontânea de simetria a partir de uma teoria de calibre único. Essas teorias prevêem um número de partículas pesadas e estáveis que não foram observadas na natureza. O mais notório é o monopolo magnético, uma espécie de "carga" de campo magnético.

Prevê-se que os monopolos sejam produzidos copiosamente seguindo as Teorias da Grande Unificação em alta temperatura, e deveriam ter persistido até os dias atuais, a tal ponto que se tornariam o constituinte primário do Universo. Não apenas esse não é o caso, mas todas as buscas por eles falharam, colocando limites estritos na densidade de monopolos magnéticos relíquias no Universo.

Um período de inflação que ocorre abaixo da temperatura em que os monopolos magnéticos podem ser produzidos ofereceria uma possível solução para esse problema: os monopolos seriam separados uns dos outros à medida que o Universo ao seu redor se expandisse, diminuindo potencialmente sua densidade observada em muitas ordens de magnitude. Embora, como escreveu o cosmólogo Martin Rees,

"Os céticos sobre a física exótica podem não ser muito impressionados por um argumento teórico para explicar a ausência de partículas que são elas próprias apenas hipotéticas. A medicina preventiva pode facilmente parecer 100% eficaz contra uma doença que não existe!"

História

Precursores

Nos primeiros dias da Relatividade Geral, Albert Einstein introduziu a constante cosmológica para permitir uma solução estática, que era uma esfera tridimensional com uma densidade uniforme de matéria. Mais tarde, Willem de Sitter encontrou um universo inflável altamente simétrico, que descrevia um universo com uma constante cosmológica que, de outra forma, seria vazia. Foi descoberto que o universo de Einstein é instável e que pequenas flutuações fazem com que ele entre em colapso ou se transforme em um universo de Sitter.

No início dos anos 1970, Zeldovich notou os problemas de planicidade e horizonte da cosmologia do Big Bang; antes de seu trabalho, a cosmologia era considerada simétrica por motivos puramente filosóficos. Na União Soviética, esta e outras considerações levaram Belinski e Khalatnikov a analisar a caótica singularidade BKL na Relatividade Geral. O universo Mixmaster de Misner tentou usar esse comportamento caótico para resolver os problemas cosmológicos, com sucesso limitado.

Falso vácuo

No final dos anos 1970, Sidney Coleman aplicou as técnicas instanton desenvolvidas por Alexander Polyakov e colaboradores para estudar o destino do falso vácuo na teoria quântica de campos. Como uma fase metaestável na mecânica estatística – água abaixo da temperatura de congelamento ou acima do ponto de ebulição – um campo quântico precisaria nuclear uma bolha grande o suficiente do novo vácuo, a nova fase, para fazer uma transição. Coleman encontrou o caminho de decaimento mais provável para o decaimento a vácuo e calculou o tempo de vida inverso por unidade de volume. Ele finalmente notou que os efeitos gravitacionais seriam significativos, mas não calculou esses efeitos e não aplicou os resultados à cosmologia.

O universo poderia ter sido criado espontaneamente do nada (sem espaço, tempo ou matéria) por flutuações quânticas de falso vácuo metaestável, causando uma bolha em expansão de vácuo verdadeiro.

Inflação de Starobinsky

Na União Soviética, Alexei Starobinsky observou que as correções quânticas da relatividade geral deveriam ser importantes para o início do universo. Isso geralmente leva a correções de curvatura ao quadrado para a ação de Einstein-Hilbert e uma forma de gravidade modificada por f(R). A solução das equações de Einstein na presença de termos de curvatura ao quadrado, quando as curvaturas são grandes, leva a uma constante cosmológica efetiva. Portanto, ele propôs que o universo primitivo passou por uma era inflacionária de Sitter. Isso resolveu os problemas cosmológicos e levou a previsões específicas para as correções da radiação de fundo de micro-ondas, correções que foram então calculadas em detalhes. Starobinsky usou a ação

S= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =12∫ ∫ D4x(R+R26M2){displaystyle S={frac {1}{2}}int d^{4}xleft(R+{frac {R^{2}}{6M^{2}}}right)}

que corresponde ao potencial

V(φ φ )= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =:: 4(1- Sim. - Sim. e- Sim. - Sim. 2/3φ φ /Mp2)2{displaystyle quad V(phi)=Lambda ^{4}left(1-e^{-{sqrt {2/3}}phi /M_{p}^{2}}right)^{2}}

no quadro de Einstein. Isso resulta nos observáveis: nS= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =1- Sim. - Sim. 2N,R= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =12N2.Não. n_{s}=1-{frac {2}{N}},quad quad r={frac {12}{N^{2}}}}

Problema de monopolo

Em 1978, Zeldovich observou o problema do monopolo, que era uma versão quantitativa inequívoca do problema do horizonte, desta vez em um subcampo da física de partículas, o que levou a várias tentativas especulativas de resolvê-lo. Em 1980, Alan Guth percebeu que o falso decaimento do vácuo no início do universo resolveria o problema, levando-o a propor uma inflação escalar. Os cenários de Starobinsky e Guth previram uma fase inicial de Sitter, diferindo apenas em detalhes mecanísticos.

Modelos inflacionários iniciais

O tamanho físico do raio Hubble (linha sólida) como função da expansão linear (fator de escala) do universo. Durante a inflação cosmológica, o raio de Hubble é constante. O comprimento de onda físico de um modo de perturbação (linha tracejada) também é mostrado. O enredo ilustra como o modo de perturbação cresce maior do que o horizonte durante a inflação cosmológica antes de voltar para dentro do horizonte, que cresce rapidamente durante a dominação da radiação. Se a inflação cosmológica nunca tivesse acontecido, e a dominação da radiação continuou até uma singularidade gravitacional, então o modo nunca estaria dentro do horizonte no universo muito precoce, e nenhum mecanismo causal poderia ter garantido que o universo era homogêneo na escala do modo de perturbação.

Guth propôs a inflação em janeiro de 1981 para explicar a inexistência de monopolos magnéticos; foi Guth quem cunhou o termo "inflação". Ao mesmo tempo, Starobinsky argumentou que as correções quânticas à gravidade substituiriam a suposta singularidade inicial do Universo por uma fase de Sitter em expansão exponencial. Em outubro de 1980, Demóstenes Kazanas sugeriu que a expansão exponencial poderia eliminar o horizonte de partículas e talvez resolver o problema do horizonte, enquanto Sato sugeriu que uma expansão exponencial poderia eliminar as paredes de domínio (outro tipo de relíquia exótica). Em 1981, Einhorn e Sato publicaram um modelo semelhante ao de Guth e mostraram que resolveria o quebra-cabeça da abundância de monopolos magnéticos nas Teorias da Grande Unificação. Como Guth, eles concluíram que tal modelo não apenas exigia um ajuste fino da constante cosmológica, mas também provavelmente levaria a um universo muito granular, ou seja, a grandes variações de densidade resultantes de colisões de paredes de bolhas.

Guth propôs que, à medida que o universo primitivo esfriava, ele ficava preso em um falso vácuo com alta densidade de energia, que é muito parecido com uma constante cosmológica. À medida que o universo inicial esfriava, ele ficava preso em um estado metaestável (era super-resfriado), do qual só poderia decair por meio do processo de nucleação de bolhas por tunelamento quântico. Bolhas de vácuo verdadeiro se formam espontaneamente no mar de vácuo falso e começam a se expandir rapidamente na velocidade da luz. Guth reconheceu que esse modelo era problemático porque o modelo não reaquecia adequadamente: quando as bolhas nucleavam, elas não geravam nenhuma radiação. A radiação só poderia ser gerada em colisões entre paredes de bolhas. Mas se a inflação durasse o suficiente para resolver os problemas das condições iniciais, as colisões entre as bolhas tornavam-se extremamente raras. Em qualquer mancha causal, é provável que apenas uma bolha nucleie.

Kazanas (1980) chamou esta fase do início do Universo "de Sitter's phase". O nome "inflação" foi dado por Guth (1981).... Guth ele mesmo não se referiu ao trabalho de Kazanas até que ele publicou um livro sobre o assunto sob o título O Universo Inflatório: A busca de uma nova teoria da origem cósmica (1997), onde ele pede desculpas por não ter referenciado o trabalho de Kazanas e de outros, relacionados com a inflação.

Inflação lenta

O problema de colisão de bolhas foi resolvido por Linde e independentemente por Andreas Albrecht e Paul Steinhardt em um modelo chamado nova inflação ou inflação lenta (Guth's modelo ficou então conhecido como inflação antiga). Nesse modelo, em vez de sair de um falso estado de vácuo, a inflação ocorreu por um campo escalar rolando por uma colina de energia potencial. Quando o campo rola muito lentamente em comparação com a expansão do Universo, ocorre a inflação. No entanto, quando a colina se torna mais íngreme, a inflação termina e o reaquecimento pode ocorrer.

Efeitos das assimetrias

Eventualmente, foi demonstrado que a nova inflação não produz um universo perfeitamente simétrico, mas que são criadas flutuações quânticas no inflaton. Essas flutuações formam as sementes primordiais para toda a estrutura criada no universo posterior. Essas flutuações foram calculadas pela primeira vez por Viatcheslav Mukhanov e G. V. Chibisov ao analisar o modelo semelhante de Starobinsky. No contexto da inflação, eles foram elaborados independentemente do trabalho de Mukhanov e Chibisov no Workshop Nuffield de três semanas em 1982 sobre o Universo Primitivo na Universidade de Cambridge. As flutuações foram calculadas por quatro grupos trabalhando separadamente ao longo do workshop: Stephen Hawking; Starobinsky; Guth e So-Young Pi; e Bardeen, Steinhardt e Turner.

Estado observacional

A inflação é um mecanismo para realizar o princípio cosmológico, que é a base do modelo padrão da cosmologia física: é responsável pela homogeneidade e isotropia do universo observável. Além disso, explica o achatamento observado e a ausência de monopolos magnéticos. Desde os primeiros trabalhos de Guth, cada uma dessas observações recebeu confirmação adicional, mais impressionante pelas observações detalhadas da radiação cósmica de fundo feita pela espaçonave Planck. Esta análise mostra que o Universo é plano até 1/2 por cento, e que é homogêneo e isotrópico para uma parte em 100.000.

A inflação prevê que as estruturas visíveis no Universo hoje se formaram através do colapso gravitacional de perturbações que se formaram como flutuações da mecânica quântica na época inflacionária. A forma detalhada do espectro de perturbações, chamada de campo aleatório gaussiano quase invariante em escala, é muito específica e possui apenas dois parâmetros livres. Uma é a amplitude do espectro e o índice espectral, que mede o ligeiro desvio da invariância de escala prevista pela inflação (a invariância de escala perfeita corresponde ao universo idealizado de Sitter). O outro parâmetro livre é a relação entre tensor e escalar. Os modelos de inflação mais simples, sem ajuste fino, preveem uma razão tensor para escalar próxima a 0,1.

A inflação prevê que as perturbações observadas devem estar em equilíbrio térmico entre si (essas são chamadas de perturbações adiabáticas ou isentrópicas). Essa estrutura para as perturbações foi confirmada pela espaçonave Planck, espaçonave WMAP e outros experimentos cósmicos de fundo em micro-ondas (CMB) e pesquisas de galáxias, especialmente o Sloan Digital Sky Survey em andamento. Esses experimentos mostraram que uma parte em 100.000 inomogeneidades observadas têm exatamente a forma prevista pela teoria. Há evidências de um ligeiro desvio da invariância da escala. O índice espectral, n_s é um para uma escala invariante Espectro de Harrison-Zelōdovich. Os modelos de inflação mais simples preveem que n_s está entre 0,92 e 0,98. Essa é a faixa possível sem ajuste fino dos parâmetros relacionados à energia. A partir dos dados do Planck pode-se inferir que n_s=0,968 ± 0,006, e um tensor para escalar relação que é inferior a 0,11. Estes são considerados uma importante confirmação da teoria da inflação.

Foram propostas várias teorias de inflação que fazem previsões radicalmente diferentes, mas geralmente têm muito mais ajuste fino do que deveria ser necessário. Como modelo físico, no entanto, a inflação é mais valiosa na medida em que prevê de forma robusta as condições iniciais do Universo com base em apenas dois parâmetros ajustáveis: o índice espectral (que só pode mudar em uma pequena faixa) e a amplitude das perturbações. Exceto em modelos artificiais, isso é verdade independentemente de como a inflação é realizada na física de partículas.

Ocasionalmente, observam-se efeitos que parecem contradizer os modelos mais simples de inflação. Os dados do WMAP do primeiro ano sugeriram que o espectro pode não ser quase invariante em escala, mas pode ter uma ligeira curvatura. No entanto, os dados do terceiro ano revelaram que o efeito era uma anomalia estatística. Outro efeito observado desde o primeiro satélite cósmico de fundo em micro-ondas, o Cosmic Background Explorer, é que a amplitude do momento quadrupolo do CMB é inesperadamente baixa e os outros multipolos baixos parecem estar preferencialmente alinhados com o plano da eclíptica. Alguns alegaram que esta é uma assinatura de não gaussianidade e, portanto, contradiz os modelos mais simples de inflação. Outros sugeriram que o efeito pode ser devido a outra nova física, contaminação de primeiro plano ou até viés de publicação.

Um programa experimental está em andamento para testar ainda mais a inflação com medições CMB mais precisas. Em particular, medições de alta precisão das chamadas "modas B" da polarização da radiação de fundo poderiam fornecer evidências da radiação gravitacional produzida pela inflação, e também poderia mostrar se a escala de energia da inflação prevista pelos modelos mais simples (10¹⁵~10^16. GeV) está correto. Em março de 2014, a equipe do BICEP2 anunciou a polarização do B-mode CMB que confirmava a inflação. A equipe anunciou a relação de energia tensor a escalar R foi entre 0,15 e 0,27 (rejeitando a hipótese nula; R espera-se que seja 0 na ausência de inflação). No entanto, em 19 de junho de 2014, reduziu a confiança na confirmação dos achados; em 19 de setembro de 2014, uma nova redução na confiança foi relatada e, em 30 de janeiro de 2015, ainda menos confiança foi relatada. Em 2018, dados adicionais sugeriram, com 95% de confiança, que RNão. é 0,06 ou inferior: consistente com a hipótese nula, mas também consistente com muitos modelos restantes de inflação.

Outras medições potencialmente corroborantes são esperadas da espaçonave Planck, embora não esteja claro se o sinal será visível ou se a contaminação de fontes de primeiro plano interferirá. Outras medições futuras, como as da radiação de 21 centímetros (radiação emitida e absorvida do hidrogênio neutro antes da formação das primeiras estrelas), podem medir o espectro de potência com resolução ainda maior do que o CMB e os levantamentos de galáxias, embora não se saiba se essas medições será possível ou se a interferência com fontes de rádio na Terra e na galáxia for muito grande.

Estatuto teórico

Na proposta inicial de Guth, pensava-se que o inflaton era o campo de Higgs, o campo que explica a massa das partículas elementares. Agora acredita-se por alguns que o inflaton não pode ser o campo de Higgs embora a recente descoberta do bóson de Higgs tenha aumentado o número de trabalhos considerando o campo de Higgs como inflaton. Um problema dessa identificação é a tensão da corrente com dados experimentais na escala eletrofraca, que está em estudo no Large Hadron Collider (LHC). Outros modelos de inflação dependiam das propriedades das Grandes Teorias Unificadas. Uma vez que os modelos mais simples de grande unificação falharam, muitos físicos agora pensam que a inflação será incluída em uma teoria supersimétrica, como a teoria das cordas ou uma teoria supersimétrica da grande unificação. Atualmente, enquanto a inflação é compreendida principalmente por suas previsões detalhadas das condições iniciais para o universo quente inicial, a física de partículas é em grande parte uma modelagem ad hoc. Assim, embora as previsões de inflação tenham sido consistentes com os resultados dos testes observacionais, muitas questões permanecem em aberto.

Problema de ajuste fino

Um dos desafios mais graves para a inflação surge da necessidade de ajuste fino. Na nova inflação, as condições de rolagem lenta devem ser satisfeitas para que a inflação ocorra. As condições de rotação lenta dizem que o potencial do inflaton deve ser plano (em comparação com a grande energia do vácuo) e que as partículas do inflaton devem ter uma massa pequena. A nova inflação requer que o Universo tenha um campo escalar com um potencial especialmente plano e condições iniciais especiais. No entanto, explicações para esses ajustes finos foram propostas. Por exemplo, as teorias de campos invariantes de escala clássica, onde a invariância de escala é quebrada por efeitos quânticos, fornecem uma explicação da planicidade dos potenciais inflacionários, desde que a teoria possa ser estudada por meio da teoria de perturbação.

Linde propôs uma teoria conhecida como inflação caótica na qual ele sugeria que as condições para a inflação eram realmente satisfeitas de forma bastante genérica. A inflação ocorrerá em praticamente qualquer universo que comece em um estado caótico de alta energia que tenha um campo escalar com energia potencial ilimitada. No entanto, em seu modelo, o campo do inflaton necessariamente assume valores maiores que uma unidade de Planck: por esse motivo, eles são frequentemente chamados de modelos de campo grande e os novos modelos de inflação concorrentes são chamados de campo pequeno e> modelos. Nessa situação, as previsões da teoria de campo efetivo são consideradas inválidas, pois a renormalização deve causar grandes correções que podem impedir a inflação. Este problema ainda não foi resolvido e alguns cosmólogos argumentam que os modelos de campo pequeno, nos quais a inflação pode ocorrer em uma escala de energia muito menor, são modelos melhores. Embora a inflação dependa da teoria quântica de campos (e da aproximação semiclássica da gravidade quântica) de maneira importante, ela não foi completamente reconciliada com essas teorias.

Brandenberger comentou sobre o ajuste fino em outra situação. A amplitude das inomogeneidades primordiais produzidas na inflação está diretamente ligada à escala energética da inflação. Esta escala é sugerida em torno de 10¹⁶ GeV ou 10⁻³ vezes a energia de Planck. A escala natural é ingenuamente a escala de Planck, então esse pequeno valor pode ser visto como outra forma de ajuste fino (chamado de problema de hierarquia): a densidade de energia dada pelo potencial escalar está abaixo de 10⁻¹² comparada com a densidade de Planck. Isso geralmente não é considerado um problema crítico, no entanto, porque a escala de inflação corresponde naturalmente à escala de unificação de medidores.

Inflação eterna

Em muitos modelos, a fase inflacionária da expansão do Universo dura para sempre em pelo menos algumas regiões do Universo. Isso ocorre porque as regiões infladas se expandem muito rapidamente, reproduzindo-se. A menos que a taxa de decaimento para a fase não inflável seja suficientemente rápida, novas regiões infláveis são produzidas mais rapidamente do que regiões não infláveis. Em tais modelos, a maior parte do volume do Universo está inflando continuamente a qualquer momento.

Todos os modelos de inflação eterna produzem um multiverso hipotético infinito, tipicamente um fractal. A teoria do multiverso criou dissensão significativa na comunidade científica sobre a viabilidade do modelo inflacionário.

Paul Steinhardt, um dos arquitetos originais do modelo inflacionário, apresentou o primeiro exemplo de inflação eterna em 1983. Ele mostrou que a inflação poderia continuar para sempre produzindo bolhas de espaço não inflável preenchidas com matéria quente e radiação cercadas por espaço vazio que continua a inflar. As bolhas não conseguiam crescer rápido o suficiente para acompanhar a inflação. Mais tarde naquele mesmo ano, Alexander Vilenkin mostrou que a inflação eterna é genérica.

Embora a nova inflação esteja classicamente diminuindo o potencial, as flutuações quânticas às vezes podem elevá-la aos níveis anteriores. Essas regiões em que o inflaton flutua para cima se expandem muito mais rapidamente do que as regiões em que o inflaton tem uma energia potencial menor e tendem a dominar em termos de volume físico. Foi demonstrado que qualquer teoria inflacionária com um potencial ilimitado é eterna. Existem teoremas bem conhecidos de que esse estado estacionário não pode continuar para sempre no passado. O espaço-tempo inflacionário, que é semelhante ao espaço de Sitter, é incompleto sem uma região de contração. No entanto, ao contrário do espaço de Sitter, as flutuações em um espaço inflacionário em contração colapsam para formar uma singularidade gravitacional, um ponto onde as densidades se tornam infinitas. Portanto, é necessário ter uma teoria para as condições iniciais do Universo.

Na inflação eterna, as regiões com inflação têm um volume exponencialmente crescente, enquanto as regiões que não estão inflando não. Isso sugere que o volume da parte inflada do Universo na imagem global é sempre inimaginavelmente maior do que a parte que parou de inflar, mesmo que a inflação eventualmente termine como visto por qualquer observador pré-inflacionário. Os cientistas discordam sobre como atribuir uma distribuição de probabilidade a essa hipotética paisagem antrópica. Se a probabilidade de diferentes regiões for contada por volume, deve-se esperar que a inflação nunca termine ou aplicando condições de contorno que exista um observador local para observá-la, que a inflação termine o mais tarde possível.

Alguns físicos acreditam que esse paradoxo pode ser resolvido ponderando os observadores por seu volume pré-inflacionário. Outros acreditam que não há solução para o paradoxo e que o multiverso é uma falha crítica no paradigma inflacionário. Paul Steinhardt, que introduziu pela primeira vez o modelo inflacionário eterno, mais tarde se tornou um de seus críticos mais contundentes por esse motivo.

Condições iniciais

Alguns físicos tentaram evitar o problema das condições iniciais propondo modelos para um universo eternamente inflado sem origem. Esses modelos propõem que enquanto o Universo, nas maiores escalas, se expande exponencialmente, ele foi, é e sempre será espacialmente infinito e existiu, e existirá, para sempre.

Outras propostas tentam descrever a criação ex nihilo do Universo com base na cosmologia quântica e a consequente inflação. Vilenkin apresentou um desses cenários. Hartle e Hawking ofereceram a proposta sem limites para a criação inicial do Universo em que a inflação ocorre naturalmente.

Guth descreveu o universo inflacionário como o "último almoço grátis": novos universos, semelhantes ao nosso, são continuamente produzidos em um vasto fundo inflado. As interações gravitacionais, neste caso, contornam (mas não violam) a primeira lei da termodinâmica (conservação de energia) e a segunda lei da termodinâmica (entropia e o problema da seta do tempo). No entanto, embora haja consenso de que isso resolve o problema das condições iniciais, alguns contestam isso, pois é muito mais provável que o Universo tenha surgido por uma flutuação quântica. Don Page era um crítico ferrenho da inflação por causa dessa anomalia. Ele enfatizou que a seta termodinâmica do tempo necessita de condições iniciais de baixa entropia, o que seria altamente improvável. Segundo eles, ao invés de resolver esse problema, a teoria da inflação o agrava – o reaquecimento no final da era da inflação aumenta a entropia, tornando necessário que o estado inicial do Universo seja ainda mais ordenado do que em outras teorias do Big Bang com sem fase de inflação.

Hawking e Page mais tarde encontraram resultados ambíguos quando tentaram calcular a probabilidade de inflação no estado inicial de Hartle-Hawking. Outros autores argumentaram que, como a inflação é eterna, a probabilidade não importa, desde que não seja precisamente zero: uma vez iniciada, a inflação se perpetua e rapidamente domina o Universo. No entanto, Albrecht e Lorenzo Sorbo argumentaram que a probabilidade de um cosmos inflacionário, consistente com as observações de hoje, emergir por uma flutuação aleatória de algum estado pré-existente é muito maior do que a de um cosmos não inflacionário. Isso ocorre porque a "semente" quantidade de energia não gravitacional necessária para o cosmos inflacionário é muito menor do que para uma alternativa não inflacionária, que supera quaisquer considerações entrópicas.

Outro problema que ocasionalmente tem sido mencionado é o problema trans-Planckiano ou efeitos trans-Planckianos. Como a escala de energia da inflação e a escala de Planck são relativamente próximas, algumas das flutuações quânticas que compuseram a estrutura em nosso universo eram menores que o comprimento de Planck antes da inflação. Portanto, deve haver correções da física da escala de Planck, em particular a desconhecida teoria quântica da gravidade. Algumas discordâncias permanecem sobre a magnitude desse efeito: se está apenas no limiar da detectabilidade ou completamente indetectável.

Inflação híbrida

Outro tipo de inflação, chamada inflação híbrida, é uma extensão da nova inflação. Ele introduz campos escalares adicionais, de modo que, enquanto um dos campos escalares é responsável pela inflação lenta normal, outro desencadeia o fim da inflação: quando a inflação continua por tempo suficiente, torna-se favorável ao segundo campo decair para um nível muito mais baixo. estado de energia.

Na inflação híbrida, um campo escalar é responsável pela maior parte da densidade de energia (determinando assim a taxa de expansão), enquanto outro é responsável pela rotação lenta (determinando assim o período de inflação e seu término). Assim, as flutuações no primeiro inflaton não afetariam o término da inflação, enquanto as flutuações no segundo não afetariam a taxa de expansão. Portanto, a inflação híbrida não é eterna. Quando o segundo inflaton (de rolagem lenta) atinge o fundo de seu potencial, ele muda a localização do mínimo do potencial do primeiro inflaton, o que leva a uma rápida rolagem do inflaton para baixo de seu potencial, levando ao término do inflação.

Relação com a energia escura

A energia escura é amplamente semelhante à inflação e acredita-se que esteja causando a aceleração da expansão do universo atual. No entanto, a escala de energia da energia escura é muito menor, 10⁻¹² GeV, aproximadamente 27 ordens de magnitude menor que a escala da inflação.

Inflação e cosmologia das cordas

A descoberta das compactações de fluxo abriu o caminho para reconciliar a inflação e a teoria das cordas. Inflação de brana sugere que a inflação surge do movimento de D-branas na geometria compactada, geralmente em direção a uma pilha de anti-D-branas. Essa teoria, regida pela ação de Dirac-Born-Infeld, é diferente da inflação comum. A dinâmica não é completamente compreendida. Parece que são necessárias condições especiais, uma vez que a inflação ocorre no túnel entre dois vácuos na paisagem de cordas. O processo de tunelamento entre dois vácuos é uma forma de inflação antiga, mas uma nova inflação deve então ocorrer por algum outro mecanismo.

Inflação e gravidade quântica em loop

Ao investigar os efeitos que a teoria da gravidade quântica em loop teria na cosmologia, desenvolveu-se um modelo de cosmologia quântica em loop que fornece um possível mecanismo para a inflação cosmológica. A gravidade quântica em loop assume um espaço-tempo quantizado. Se a densidade de energia for maior do que pode ser mantida pelo espaço-tempo quantizado, acredita-se que ela se recupere.

Alternativas e adjuntos

Foram avançados outros modelos que pretendem explicar algumas ou todas as observações abordadas pela inflação.

Grande salto

A hipótese do grande salto tenta substituir a singularidade cósmica por uma contração e salto cósmico, explicando assim as condições iniciais que levaram ao big bang. Os problemas de planicidade e horizonte são resolvidos naturalmente na teoria da gravidade de Einstein-Cartan-Sciama-Kibble, sem a necessidade de uma forma exótica de matéria ou parâmetros livres. Essa teoria estende a relatividade geral removendo uma restrição da simetria da conexão afim e considerando sua parte antisimétrica, o tensor de torção, como uma variável dinâmica. O acoplamento mínimo entre a torção e os espinores de Dirac gera uma interação spin-spin que é significativa na matéria fermiônica em densidades extremamente altas. Tal interação evita a singularidade não física do Big Bang, substituindo-a por um salto semelhante a uma cúspide em um fator de escala mínimo finito, antes do qual o Universo estava se contraindo. A rápida expansão imediatamente após o Big Bounce explica por que o Universo atual em escalas maiores parece espacialmente plano, homogêneo e isotrópico. À medida que a densidade do Universo diminui, os efeitos da torção enfraquecem e o Universo entra suavemente na era dominada pela radiação.

Modelos ecpiróticos e cíclicos

Os modelos ecpirótico e cíclico também são considerados adjuvantes da inflação. Esses modelos resolvem o problema do horizonte através de uma época de expansão bem antes do Big Bang e, em seguida, geram o espectro necessário de perturbações de densidade primordial durante uma fase de contração que leva a um Big Crunch. O Universo passa pelo Big Crunch e emerge em uma fase quente do Big Bang. Nesse sentido, eles lembram o universo oscilatório de Richard Chace Tolman; no modelo de Tolman, no entanto, a idade total do Universo é necessariamente finita, enquanto nesses modelos isso não é necessariamente assim. Se o espectro correto de flutuações de densidade pode ser produzido e se o Universo pode navegar com sucesso na transição do Big Bang/Big Crunch, continua sendo um tópico de controvérsia e pesquisa atual. Os modelos ecpiróticos evitam o problema do monopolo magnético desde que a temperatura na transição Big Crunch/Big Bang permaneça abaixo da Grande Escala Unificada, pois esta é a temperatura necessária para produzir monopolos magnéticos em primeiro lugar. Do jeito que as coisas estão, não há evidências de qualquer 'desaceleração' da expansão, mas isso não é surpreendente, pois cada ciclo deve durar cerca de um trilhão de anos.

Cosmologia de gás de corda

A teoria das cordas requer que, além das três dimensões espaciais observáveis, existam dimensões adicionais que são enroladas ou compactadas (ver também a teoria de Kaluza–Klein). Dimensões extras aparecem como um componente frequente de modelos de supergravidade e outras abordagens da gravidade quântica. Isso levantou a questão contingente de por que quatro dimensões do espaço-tempo se tornaram grandes e o resto se tornou inobservavelmente pequeno. Uma tentativa de abordar esta questão, chamada cosmologia do gás de corda, foi proposta por Robert Brandenberger e Cumrun Vafa. Este modelo enfoca a dinâmica do universo primordial considerado como um gás quente de cordas. Brandenberger e Vafa mostram que uma dimensão do espaço-tempo só pode se expandir se as cordas que a envolvem puderem se aniquilar eficientemente. Cada string é um objeto unidimensional, e o maior número de dimensões em que duas strings irão se cruzar genericamente (e, presumivelmente, aniquilar) é três. Portanto, o número mais provável de dimensões espaciais não compactas (grandes) é três. O trabalho atual neste modelo centra-se em saber se ele pode conseguir estabilizar o tamanho das dimensões compactadas e produzir o espectro correto de perturbações de densidade primordial. O modelo original não "resolveu os problemas de entropia e planicidade da cosmologia padrão", embora Brandenburger e seus coautores tenham argumentado posteriormente que esses problemas podem ser eliminados pela implementação da cosmologia de gás de corda no contexto de um cenário de universo saltitante.

Variando c

Modelos cosmológicos que empregam uma velocidade variável da luz foram propostos para resolver o problema do horizonte e fornecer uma alternativa à inflação cósmica. Nos modelos VSL, a constante fundamental c, denotando a velocidade da luz no vácuo, é maior no início do universo do que seu valor atual, aumentando efetivamente o horizonte de partículas no momento do desacoplamento o suficiente para explicar a isotropia observada da CMB.

Críticas

Desde sua introdução por Alan Guth em 1980, o paradigma inflacionário tornou-se amplamente aceito. No entanto, muitos físicos, matemáticos e filósofos da ciência expressaram críticas, alegando previsões não testáveis e falta de suporte empírico sério. Em 1999, John Earman e Jesús Mosterín publicaram uma revisão crítica completa da cosmologia inflacionária, concluindo,

"não pensamos que ainda haja bons motivos para admitir qualquer um dos modelos de inflação no núcleo padrão da cosmologia."

Como apontado por Roger Penrose a partir de 1986, para funcionar, a inflação requer condições iniciais próprias extremamente específicas, de modo que o problema (ou pseudo-problema) das condições iniciais não é resolvido:

"Há algo fundamentalmente mal cobiçado sobre tentar explicar a uniformidade do universo inicial como resultado de um processo de termalização.... Pois, se a termalização está realmente fazendo qualquer coisa... então representa um aumento definido da entropia. Assim, o universo teria sido ainda mais especial antes da termalização do que depois."

O problema de configurações específicas ou "ajustadas" as condições iniciais não teriam sido resolvidas; teria piorado. Em uma conferência em 2015, Penrose disse que

"A inflação não é falsificável, é falsificada.... BICEP fez um serviço maravilhoso, trazendo todos os Inflation-ists fora de sua concha, e dando-lhes um olho preto."

Uma crítica recorrente à inflação é que o campo inflaton invocado não corresponde a nenhum campo físico conhecido e que sua curva de energia potencial parece ser um artifício ad hoc para acomodar quase todos os dados obtidos. Paul Steinhardt, um dos pais fundadores da cosmologia inflacionária, tornou-se recentemente um de seus críticos mais contundentes. Ele chama de 'inflação ruim' um período de expansão acelerada cujo resultado conflita com as observações, e 'boa inflação' um compatível com eles:

"Não só a inflação ruim é mais provável do que a boa inflação, mas nenhuma inflação é mais provável do que... Roger Penrose considerou todas as configurações possíveis do inflaton e campos gravitacionais. Algumas dessas configurações levam à inflação... Outras configurações levam a um universo uniforme e plano diretamente – sem inflação. Obter um universo plano é improvável geral. A conclusão chocante de Penrose, porém, foi que a obtenção de um universo plano sem inflação é muito mais provável do que com a inflação – por um fator de 10 para o poder googol!"

Juntamente com Anna Ijjas e Abraham Loeb, ele escreveu artigos afirmando que o paradigma inflacionário está com problemas em vista dos dados do satélite Planck.

Os contra-argumentos foram apresentados por Alan Guth, David Kaiser e Yasunori Nomura e por Andrei Linde, dizendo que

"A inflação cósmica está em um pé mais forte do que nunca".