Inflación (cosmología)

En cosmología física, inflación cósmica, inflación cosmológica, o simplemente inflación, es una teoría de la expansión exponencial del espacio en el universo primitivo. La época inflacionaria duró desde 10⁻³⁶ segundos después de la supuesta singularidad del Big Bang hasta algún tiempo entre 10⁻³³ y 10⁻³² segundos después de la singularidad. Después del período inflacionario, el universo continuó expandiéndose, pero a un ritmo más lento. La aceleración de esta expansión debida a la energía oscura comenzó después de que el universo tuviera ya más de 7.700 millones de años (hace 5.400 millones de años).

La teoría de la inflación se desarrolló a fines de la década de 1970 y principios de la de 1980, con contribuciones notables de varios físicos teóricos, incluidos Alexei Starobinsky en el Instituto Landau de Física Teórica, Alan Guth en la Universidad de Cornell y Andrei Linde en el Instituto de Física Lebedev. Alexei Starobinsky, Alan Guth y Andrei Linde ganaron el Premio Kavli 2014 'por ser pioneros en la teoría de la inflación cósmica'. Se desarrolló aún más a principios de la década de 1980. Explica el origen de la estructura a gran escala del cosmos. Las fluctuaciones cuánticas en la región inflacionaria microscópica, magnificadas al tamaño cósmico, se convierten en las semillas para el crecimiento de la estructura en el Universo (ver formación y evolución de galaxias y formación de estructuras). Muchos físicos también creen que la inflación explica por qué el universo parece ser el mismo en todas las direcciones (isotrópico), por qué la radiación de fondo cósmico de microondas se distribuye uniformemente, por qué el universo es plano y por qué no se han observado monopolos magnéticos.

Se desconoce el mecanismo detallado de física de partículas responsable de la inflación. La mayoría de los físicos aceptan el paradigma inflacionario básico, ya que la observación ha confirmado varias predicciones del modelo de inflación; sin embargo, una minoría sustancial de científicos disiente de esta posición. El campo hipotético que se cree que es responsable de la inflación se llama inflatón.

En 2002, tres de los arquitectos originales de la teoría fueron reconocidos por sus principales contribuciones; los físicos Alan Guth del M.I.T., Andrei Linde de Stanford y Paul Steinhardt de Princeton compartieron el prestigioso Premio Dirac 'por el desarrollo del concepto de inflación en cosmología'. En 2012, Guth y Linde recibieron el premio Breakthrough Prize in Fundamental Physics por su invención y desarrollo de la cosmología inflacionaria.

Resumen

Alrededor de 1930, Edwin Hubble descubrió que la luz de las galaxias remotas se desplazaba hacia el rojo; cuanto más remoto, más desplazado. Esto se interpretó rápidamente en el sentido de que las galaxias se alejaban de la Tierra. Si la Tierra no se encuentra en una posición central especial y privilegiada en el universo, entonces significaría que todas las galaxias se están alejando, y cuanto más lejos, más rápido se están alejando. Ahora se entiende que el universo se está expandiendo, llevando consigo las galaxias y provocando esta observación. Muchas otras observaciones concuerdan y también conducen a la misma conclusión. Sin embargo, durante muchos años no estuvo claro por qué o cómo el universo podría expandirse, o qué podría significar.

Basado en una gran cantidad de observación experimental y trabajo teórico, ahora se cree que la razón de la observación es que el espacio mismo se está expandiendo, y que se expandió muy rápidamente en la primera fracción de un segundo después del Big Bang. Este tipo de expansión se conoce como expansión "métrica". En la terminología de las matemáticas y la física, una "métrica" es una medida de distancia que satisface una lista específica de propiedades, y el término implica que el sentido de la distancia dentro del universo está cambiando. Hoy en día, la variación métrica es un efecto demasiado pequeño para verlo en menos de una escala intergaláctica.

La explicación moderna para la expansión métrica del espacio fue propuesta por el físico Alan Guth en 1979, mientras investigaba el problema de por qué no se ven monopolos magnéticos en la actualidad. Descubrió que si el universo contenía un campo en un falso estado de vacío de energía positiva, entonces, según la relatividad general, generaría una expansión exponencial del espacio. Rápidamente se dio cuenta de que tal expansión resolvería muchos otros problemas de larga data. Estos problemas surgen de la observación de que, para parecerse a hoy, el Universo tendría que haber comenzado con una sintonía muy fina o "especial" Condiciones iniciales en el Big Bang. La teoría de la inflación también resuelve en gran medida estos problemas, lo que hace que un universo como el nuestro sea mucho más probable en el contexto de la teoría del Big Bang.

Todavía no se ha descubierto ningún campo físico que sea responsable de esta inflación. Sin embargo, dicho campo sería escalar y el primer campo escalar relativista que se demostró que existe, el campo de Higgs, solo se descubrió en 2012-2013 y todavía se está investigando. Por lo tanto, no se considera problemático que aún no se haya descubierto un campo responsable de la inflación cósmica y la expansión métrica del espacio. El campo propuesto y sus cuantos (las partículas subatómicas relacionadas con él) se han denominado inflatón. Si este campo no existiera, los científicos tendrían que proponer una explicación diferente para todas las observaciones que sugieren fuertemente que se ha producido una expansión métrica del espacio y que todavía se está produciendo (mucho más lentamente) en la actualidad.

Teoría

Un universo en expansión generalmente tiene un horizonte cosmológico que, por analogía con el horizonte más familiar causado por la curvatura de la superficie de la Tierra, marca el límite de la parte del Universo que un observador puede ver. La luz (u otra radiación) emitida por objetos más allá del horizonte cosmológico en un universo en aceleración nunca llega al observador, porque el espacio entre el observador y el objeto se expande demasiado rápido.

Historia del Universo – las ondas gravitacionales son hipotetizadas para surgir de la inflación cósmica, una expansión más rápida que la luz justo después del Big Bang.

El universo observable es un parche causal de un universo no observable mucho más grande; otras partes del Universo no pueden comunicarse con la Tierra todavía. Estas partes del Universo están fuera de nuestro horizonte cosmológico actual. En el modelo estándar del big bang caliente, sin inflación, el horizonte cosmológico se aleja, poniendo a la vista nuevas regiones. Sin embargo, cuando un observador local ve una región así por primera vez, no se ve diferente de cualquier otra región del espacio que el observador local ya haya visto: su radiación de fondo está a casi la misma temperatura que la radiación de fondo de otras regiones, y su la curvatura del espacio-tiempo está evolucionando al unísono con las demás. Esto presenta un misterio: ¿cómo sabían estas nuevas regiones qué temperatura y curvatura se suponía que tenían? No podrían haberlo aprendido recibiendo señales, porque no estaban previamente en comunicación con nuestro cono de luz pasado.

La inflación responde a esta pregunta al postular que todas las regiones provienen de una era anterior con una gran energía de vacío o constante cosmológica. Un espacio con una constante cosmológica es cualitativamente diferente: en lugar de moverse hacia el exterior, el horizonte cosmológico permanece fijo. Para cualquier observador, la distancia al horizonte cosmológico es constante. Con el espacio en expansión exponencial, dos observadores cercanos se separan muy rápidamente; tanto es así, que la distancia entre ellos supera rápidamente los límites de las comunicaciones. Los cortes espaciales se expanden muy rápido para cubrir grandes volúmenes. Las cosas se mueven constantemente más allá del horizonte cosmológico, que está a una distancia fija, y todo se vuelve homogéneo.

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. Las nuevas regiones que se ven durante la fase de expansión normal son exactamente las mismas regiones que fueron expulsadas del horizonte durante la inflación, por lo que tienen casi la misma temperatura y curvatura, porque provienen de la misma pequeña porción de espacio original..

La teoría de la inflación explica por qué las temperaturas y curvaturas de diferentes regiones son casi iguales. También predice que la curvatura total de una porción de espacio en un tiempo global constante es cero. Esta predicción implica que la materia ordinaria total, la materia oscura y la energía residual del vacío en el Universo tienen que sumar la densidad crítica, y la evidencia lo respalda. Más sorprendente aún, la inflación permite a los físicos calcular las diminutas diferencias de temperatura de diferentes regiones a partir de las fluctuaciones cuánticas durante la era inflacionaria, y muchas de estas predicciones cuantitativas han sido confirmadas.

El espacio se expande

En un espacio que se expande exponencialmente (o casi exponencialmente) con el tiempo, cualquier par de objetos que flotan libremente y que inicialmente están en reposo se separarán entre sí a un ritmo acelerado, al menos mientras no estén unidos. por cualquier fuerza. Desde el punto de vista de uno de esos objetos, el espacio-tiempo es algo así como un agujero negro de Schwarzschild de adentro hacia afuera: cada objeto está rodeado por un horizonte de eventos esférico. Una vez que el otro objeto ha caído a través de este horizonte, nunca puede regresar, e incluso las señales de luz que envía nunca llegarán al primer objeto (al menos mientras el espacio continúe expandiéndose exponencialmente).

En la aproximación de que la expansión es exactamente exponencial, el horizonte es estático y permanece a una distancia física fija. Este parche de un universo inflado puede describirse mediante la siguiente métrica:

ds2=− − ()1− − ▪ ▪ r2)c2dt2+11− − ▪ ▪ r2dr2+r2dΩ Ω 2.{displaystyle ds^{2}=-(1-Lambda r^{2}),c^{2}dt^{2}+{1over 1-Lambda r^{2},dr^{2}+r^{2},dOmega ^{2}}

Este espacio-tiempo que se expande exponencialmente se denomina espacio de De Sitter, y para sostenerlo debe haber una constante cosmológica, una densidad de energía del vacío que sea constante en el espacio y el tiempo y proporcional a Λ en la métrica anterior. Para el caso de expansión exactamente exponencial, la energía del vacío tiene una presión negativa p igual en magnitud a su densidad de energía ρ; la ecuación de estado es p=−ρ.

La inflación no suele ser exactamente una expansión exponencial, sino casi exponencial o casi exponencial. En tal universo, el horizonte crecerá lentamente con el tiempo a medida que la densidad de energía del vacío disminuya gradualmente.

Quedan pocas faltas de homogeneidad

Debido a que la expansión acelerada del espacio extiende cualquier variación inicial en densidad o temperatura a escalas de longitud muy grandes, una característica esencial de la inflación es que suaviza las faltas de homogeneidad y las anisotropías, y reduce la curvatura del espacio. Esto empuja al Universo a un estado muy simple en el que está completamente dominado por el campo inflatón y las únicas faltas de homogeneidad significativas son pequeñas fluctuaciones cuánticas. La inflación también diluye partículas pesadas exóticas, como los monopolos magnéticos predichos por muchas extensiones del modelo estándar de física de partículas. Si el Universo estuviera lo suficientemente caliente para formar tales partículas antes de un período de inflación, no se observarían en la naturaleza, ya que serían tan raras que es muy probable que no haya ninguna en el observable. universo. Juntos, estos efectos se denominan el 'teorema sin cabello' inflacionario. por analogía con el teorema de no pelo para agujeros negros.

El "sin cabello" El teorema funciona esencialmente porque el horizonte cosmológico no es diferente del horizonte de un agujero negro, excepto por los desacuerdos filosóficos sobre lo que hay al otro lado. La interpretación del teorema sin pelo es que el Universo (observable e inobservable) se expande por un factor enorme durante la inflación. En un universo en expansión, las densidades de energía generalmente caen o se diluyen a medida que aumenta el volumen del universo. Por ejemplo, la densidad del "frío" la materia (polvo) desciende como el inverso del volumen: cuando las dimensiones lineales se duplican, la densidad de energía se reduce por un factor de ocho; la densidad de energía de la radiación disminuye aún más rápidamente a medida que el Universo se expande, ya que la longitud de onda de cada fotón se estira (desplaza hacia el rojo), además de que los fotones se dispersan por la expansión. Cuando las dimensiones lineales se duplican, la densidad de energía en la radiación cae por un factor de dieciséis (ver la solución de la ecuación de continuidad de la densidad de energía para un fluido ultra relativista). Durante la inflación, la densidad de energía en el campo de inflación es aproximadamente constante. Sin embargo, la densidad de energía en todo lo demás, incluidas las faltas de homogeneidad, la curvatura, las anisotropías, las partículas exóticas y las partículas del modelo estándar, está cayendo, y con suficiente inflación, todo esto se vuelve insignificante. Esto deja al Universo plano y simétrico, y (aparte del campo inflatónico homogéneo) mayormente vacío, en el momento en que termina la inflación y comienza el recalentamiento.

Duración

Un requisito clave es que la inflación debe continuar el tiempo suficiente para producir el presente universo observable a partir de un solo volumen de Hubble inflacionario pequeño. Esto es necesario para garantizar que el Universo parezca plano, homogéneo e isotrópico en las escalas observables más grandes. En general, se cree que este requisito se cumple si el Universo se expande en un factor de al menos 10²⁶ durante el inflado.

Recalentamiento

La inflación es un período de expansión sobreenfriada, cuando la temperatura desciende en un factor de 100 000 aproximadamente. (La caída exacta depende del modelo, pero en los primeros modelos era típicamente de 10²⁷ K hasta 10²² K.) Esta temperatura relativamente baja se mantiene durante la fase inflacionaria. Cuando finaliza el inflado, la temperatura vuelve a la temperatura preinflacionaria; esto se denomina recalentamiento o termalización porque la gran energía potencial del campo inflatón se desintegra en partículas y llena el Universo con partículas del Modelo Estándar, incluida la radiación electromagnética, iniciando la fase del Universo dominada por la radiación. Debido a que se desconoce la naturaleza de la inflación, este proceso aún no se conoce bien, aunque se cree que tiene lugar a través de una resonancia paramétrica.

Motivaciones

La inflación resuelve varios problemas en la cosmología del Big Bang que se descubrieron en la década de 1970. La inflación fue propuesta por primera vez por Alan Guth en 1979 mientras investigaba el problema de por qué no se ven monopolos magnéticos en la actualidad; descubrió que un falso vacío de energía positiva generaría, según la relatividad general, una expansión exponencial del espacio. Rápidamente se dio cuenta de que tal expansión resolvería muchos otros problemas de larga data. Estos problemas surgen de la observación de que, para parecerse a hoy, el Universo tendría que haber comenzado con una sintonía muy fina o "especial" Condiciones iniciales en el Big Bang. La inflación intenta resolver estos problemas proporcionando un mecanismo dinámico que lleva al Universo a este estado especial, haciendo así que un universo como el nuestro sea mucho más probable en el contexto de la teoría del Big Bang.

Problema de horizonte

El problema del horizonte es el problema de determinar por qué el Universo parece estadísticamente homogéneo e isotrópico de acuerdo con el principio cosmológico. Por ejemplo, las moléculas en un bote de gas se distribuyen de manera homogénea e isotrópica porque están en equilibrio térmico: el gas en todo el bote ha tenido suficiente tiempo para interactuar para disipar las faltas de homogeneidad y las anisotropías. La situación es bastante diferente en el modelo del big bang sin inflación, porque la expansión gravitatoria no le da al universo primitivo tiempo suficiente para equilibrarse. En un big bang con solo la materia y la radiación conocidas en el modelo estándar, dos regiones muy separadas del universo observable no pueden haberse equilibrado porque se separan entre sí más rápido que la velocidad de la luz y, por lo tanto, nunca han entrado en contacto causal. En el Universo primitivo, no era posible enviar una señal de luz entre las dos regiones. Debido a que no han tenido interacción, es difícil explicar por qué tienen la misma temperatura (están térmicamente equilibrados). Históricamente, las soluciones propuestas incluían el universo Phoenix de Georges Lemaître, el universo oscilatorio relacionado de Richard Chase Tolman y el universo Mixmaster de Charles Misner. Lemaître y Tolman propusieron que un universo que atraviesa una serie de ciclos de contracción y expansión podría llegar al equilibrio térmico. Sin embargo, sus modelos fallaron debido a la acumulación de entropía durante varios ciclos. Misner hizo la conjetura (en última instancia incorrecta) de que el mecanismo Mixmaster, que hacía que el Universo fuera más caótico, podría conducir a la homogeneidad estadística y la isotropía.

Problema de planitud

El problema de la planitud a veces se denomina una de las coincidencias de Dicke (junto con el problema de la constante cosmológica). En la década de 1960 se supo que la densidad de la materia en el Universo era comparable a la densidad crítica necesaria para un universo plano (es decir, un universo cuya geometría a gran escala es la geometría euclidiana habitual, en lugar de una geometría hiperbólica o esférica no euclidiana). geometría).

Por lo tanto, independientemente de la forma del universo, la contribución de la curvatura espacial a la expansión del universo no podría ser mucho mayor que la contribución de la materia. Pero a medida que el Universo se expande, la curvatura se desplaza hacia el rojo más lentamente que la materia y la radiación. Extrapolado al pasado, esto presenta un problema de ajuste porque la contribución de la curvatura al Universo debe ser exponencialmente pequeña (dieciséis órdenes de magnitud menor que la densidad de radiación en la nucleosíntesis del Big Bang, por ejemplo). Este problema se ve exacerbado por observaciones recientes del fondo cósmico de microondas que han demostrado que el Universo es plano con una precisión de un pequeño porcentaje.

Problema del monopolo magnético

El problema del monopolo magnético, a veces llamado "el problema de las reliquias exóticas", dice que si el universo primitivo fuera muy caliente, se habría producido una gran cantidad de monopolos magnéticos estables y muy pesados.

Los monopolos magnéticos estables son un problema para las Grandes Teorías Unificadas, que proponen que a altas temperaturas (como en el universo primitivo) la fuerza electromagnética, las fuerzas nucleares fuerte y débil no son en realidad fuerzas fundamentales sino que surgen debido a la ruptura espontánea de la simetría. de una sola teoría de calibre. Estas teorías predicen una serie de partículas pesadas y estables que no se han observado en la naturaleza. El más notorio es el monopolo magnético, una especie de 'carga' pesada y estable. de campo magnetico

Se predice que los monopolos se producirán abundantemente siguiendo las Grandes Teorías Unificadas a alta temperatura, y deberían haber persistido hasta el día de hoy, a tal punto que se convertirían en el constituyente principal del Universo. No solo no es así, sino que todas las búsquedas han fallado, poniendo límites estrictos a la densidad de monopolos magnéticos reliquia en el Universo.

Un período de inflación que se produce por debajo de la temperatura a la que se pueden producir monopolos magnéticos ofrecería una posible solución a este problema: los monopolos se separarían entre sí a medida que el universo que los rodea se expande, lo que podría reducir su densidad observada en muchos órdenes de magnitud. Aunque, como ha escrito el cosmólogo Martin Rees,

"Los escépticos sobre la física exótica podrían no estar enormemente impresionados por un argumento teórico para explicar la ausencia de partículas que son solo hipotéticas. La medicina preventiva puede parecer fácilmente 100% eficaz contra una enfermedad que no existe!"

Historia

Precursores

En los primeros días de la Relatividad General, Albert Einstein introdujo la constante cosmológica para permitir una solución estática, que era una esfera tridimensional con una densidad uniforme de materia. Más tarde, Willem de Sitter encontró un universo inflado altamente simétrico, que describía un universo con una constante cosmológica que, de lo contrario, estaría vacío. Se descubrió que el universo de Einstein es inestable y que pequeñas fluctuaciones hacen que colapse o se convierta en un universo de De Sitter.

A principios de la década de 1970, Zeldovich notó los problemas de planitud y horizonte de la cosmología del Big Bang; antes de su trabajo, se suponía que la cosmología era simétrica por motivos puramente filosóficos. En la Unión Soviética, esta y otras consideraciones llevaron a Belinski y Khalatnikov a analizar la caótica singularidad BKL en la Relatividad General. El universo Mixmaster de Misner intentó usar este comportamiento caótico para resolver los problemas cosmológicos, con un éxito limitado.

Falso vacío

A fines de la década de 1970, Sidney Coleman aplicó las técnicas de instantón desarrolladas por Alexander Polyakov y sus colaboradores para estudiar el destino del falso vacío en la teoría cuántica de campos. Como una fase metaestable en la mecánica estadística (agua por debajo de la temperatura de congelación o por encima del punto de ebullición), un campo cuántico necesitaría nuclear una burbuja lo suficientemente grande del nuevo vacío, la nueva fase, para hacer una transición. Coleman encontró la ruta de descomposición más probable para la descomposición del vacío y calculó el tiempo de vida inverso por unidad de volumen. Eventualmente notó que los efectos gravitatorios serían significativos, pero no calculó estos efectos y no aplicó los resultados a la cosmología.

El universo podría haberse creado espontáneamente de la nada (sin espacio, tiempo ni materia) mediante fluctuaciones cuánticas de falso vacío metaestable que provocaron una burbuja en expansión de verdadero vacío.

Inflación de Starobinsky

En la Unión Soviética, Alexei Starobinsky señaló que las correcciones cuánticas de la relatividad general deberían ser importantes para el universo primitivo. Estos conducen genéricamente a correcciones de curvatura al cuadrado de la acción de Einstein-Hilbert y una forma de gravedad modificada f (R). La solución a las ecuaciones de Einstein en presencia de términos de curvatura al cuadrado, cuando las curvaturas son grandes, conduce a una constante cosmológica efectiva. Por lo tanto, propuso que el universo primitivo pasó por una era inflacionaria de De Sitter. Esto resolvió los problemas de cosmología y condujo a predicciones específicas para las correcciones de la radiación de fondo de microondas, correcciones que luego se calcularon en detalle. Starobinsky usó la acción

S=12∫ ∫ d4x()R+R26M2){displaystyle S={2}int d^{4}xleft(R+{frac} {R^{2}{6M^{2}}derecha)}

que corresponde al potencial

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

en el marco de Einstein. Esto resulta en los observables: ns=1− − 2N,r=12N2.{displaystyle ###### {2}quad quad r={frac} {12}{N^{2}}}}

Problema del monopolo

En 1978, Zeldovich observó el problema del monopolo, que era una versión cuantitativa inequívoca del problema del horizonte, esta vez en un subcampo de la física de partículas, lo que condujo a varios intentos especulativos para resolverlo. En 1980, Alan Guth se dio cuenta de que la falsa descomposición del vacío en el universo primitivo resolvería el problema, lo que lo llevó a proponer una inflación escalar. Los escenarios de Starobinsky y Guth predijeron una fase inicial de De Sitter, difiriendo solo en los detalles mecánicos.

Primeros modelos inflacionarios

El tamaño físico del radio Hubble (línea sólida) como función de la expansión lineal (factor de escala) del universo. Durante la inflación cosmológica, el radio Hubble es constante. También se muestra la longitud de onda física de un modo de perturbación (línea bajada). La trama ilustra cómo el modo de perturbación crece más grande que el horizonte durante la inflación cosmológica antes de volver dentro del horizonte, que crece rápidamente durante la dominación de la radiación. Si la inflación cosmológica nunca hubiera ocurrido, y la dominación de la radiación continuaba hasta una singularidad gravitatoria, entonces el modo nunca habría estado dentro del horizonte en el universo muy temprano, y ningún mecanismo causal podría haber asegurado que el universo fuera homogéneo en la escala del modo de perturbación.

Guth propuso la inflación en enero de 1981 para explicar la inexistencia de monopolos magnéticos; fue Guth quien acuñó el término "inflación". Al mismo tiempo, Starobinsky argumentó que las correcciones cuánticas de la gravedad reemplazarían la singularidad inicial del Universo con una fase de De Sitter en expansión exponencial. En octubre de 1980, Demosthenes Kazanas sugirió que la expansión exponencial podría eliminar el horizonte de partículas y quizás resolver el problema del horizonte. mientras que Sato sugirió que una expansión exponencial podría eliminar los muros de dominio (otro tipo de reliquia exótica). En 1981, Einhorn y Sato publicaron un modelo similar al de Guth y demostraron que resolvería el rompecabezas de la abundancia de monopolos magnéticos en Grand Unified Theories. Al igual que Guth, concluyeron que dicho modelo no solo requería un ajuste fino de la constante cosmológica, sino que probablemente conduciría a un universo demasiado granular, es decir, a grandes variaciones de densidad resultantes de las colisiones de las paredes de las burbujas.

Guth propuso que, a medida que el universo primitivo se enfriaba, quedó atrapado en un falso vacío con una alta densidad de energía, que se parece mucho a una constante cosmológica. A medida que el universo primitivo se enfriaba, quedó atrapado en un estado metaestable (sobreenfriado), del que solo podía decaer a través del proceso de nucleación de burbujas a través de un túnel cuántico. Burbujas de verdadero vacío se forman espontáneamente en el mar de falso vacío y rápidamente comienzan a expandirse a la velocidad de la luz. Guth reconoció que este modelo era problemático porque no se recalentaba correctamente: cuando las burbujas se nucleaban, no generaban radiación. La radiación solo podría generarse en colisiones entre paredes de burbujas. Pero si la inflación duró lo suficiente como para resolver los problemas de las condiciones iniciales, las colisiones entre burbujas se volvieron extremadamente raras. En cualquier parche causal, es probable que solo se nuclearía una burbuja.

Kazanas (1980) llamó a esta fase del Universo temprano "de la fase de Sitter". El nombre "inflación" fue dado por Guth (1981).... Guth mismo no se refirió al trabajo de Kazanas hasta que publicó un libro sobre el tema bajo el título El Universo Inflacionario: La búsqueda de una nueva teoría de origen cósmico (1997), donde se disculpa por no haber hecho referencia al trabajo de Kazanas y de otros, relacionado con la inflación.

Inflación lenta

El problema de la colisión de burbujas fue resuelto por Linde y de forma independiente por Andreas Albrecht y Paul Steinhardt en un modelo llamado nueva inflación o inflación lenta (Guth's modelo entonces se conoció como inflación antigua). En este modelo, en lugar de hacer un túnel para salir de un falso estado de vacío, la inflación se produjo por un campo escalar que rodaba cuesta abajo por una colina de energía potencial. Cuando el campo rueda muy lentamente en comparación con la expansión del Universo, se produce la inflación. Sin embargo, cuando la colina se vuelve más empinada, el inflado termina y puede ocurrir un recalentamiento.

Efectos de las asimetrías

Finalmente, se demostró que la nueva inflación no produce un universo perfectamente simétrico, sino que se crean fluctuaciones cuánticas en el inflatón. Estas fluctuaciones forman las semillas primordiales de toda estructura creada en el universo posterior. Estas fluctuaciones fueron calculadas por primera vez por Viatcheslav Mukhanov y G. V. Chibisov al analizar el modelo similar de Starobinsky. En el contexto de la inflación, se elaboraron independientemente del trabajo de Mukhanov y Chibisov en el Taller Nuffield de tres semanas de 1982 sobre el Universo Muy Temprano en la Universidad de Cambridge. Las fluctuaciones fueron calculadas por cuatro grupos que trabajaron por separado durante el transcurso del taller: Stephen Hawking; Starobinsky; Guth y So-Young Pi; y Bardeen, Steinhardt y Turner.

Estado de observación

La inflación es un mecanismo para realizar el principio cosmológico, que es la base del modelo estándar de la cosmología física: da cuenta de la homogeneidad y la isotropía del universo observable. Además, explica la planitud observada y la ausencia de monopolos magnéticos. Desde los primeros trabajos de Guth, cada una de estas observaciones ha recibido más confirmación, de manera más impresionante por las observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas realizadas por la nave espacial Planck. Este análisis muestra que el Universo es plano dentro de 1/2 por ciento, y que es homogéneo e isotrópico a una parte en 100.000.

La inflación predice que las estructuras visibles en el Universo actual se formaron a través del colapso gravitacional de las perturbaciones que se formaron como fluctuaciones mecánicas cuánticas en la época inflacionaria. La forma detallada del espectro de perturbaciones, llamado campo aleatorio gaussiano casi invariante en escala, es muy específica y tiene solo dos parámetros libres. Uno es la amplitud del espectro y el índice espectral, que mide la ligera desviación de la invariancia de escala predicha por la inflación (la invariancia de escala perfecta corresponde al universo idealizado de De Sitter). El otro parámetro libre es la relación entre el tensor y el escalar. Los modelos de inflación más simples, los que no tienen un ajuste fino, predicen una relación entre el tensor y el escalar cercana a 0,1.

La inflación predice que las perturbaciones observadas deberían estar en equilibrio térmico entre sí (se denominan perturbaciones adiabáticas o isentrópicas). Esta estructura para las perturbaciones ha sido confirmada por la nave espacial Planck, la nave espacial WMAP y otros experimentos de fondo cósmico de microondas (CMB), y estudios de galaxias, especialmente el Sloan Digital Sky Survey en curso. Estos experimentos han demostrado que una parte de cada 100.000 faltas de homogeneidad observadas tienen exactamente la forma predicha por la teoría. Hay evidencia de una ligera desviación de la invariancia de escala. El índice espectral, n_s es uno para una escala invariante Espectro de Harrison-Zel'dovich. Los modelos de inflación más simples predicen que n_s está entre 0,92 y 0,98. Este es el rango que es posible sin un ajuste fino de los parámetros relacionados con la energía. De los datos de Planck se puede inferir que n_s=0.968 ± 0.006, y un tensor a escalar relación inferior a 0,11. Estos se consideran una confirmación importante de la teoría de la inflación.

Se han propuesto varias teorías de inflación que hacen predicciones radicalmente diferentes, pero generalmente tienen un ajuste mucho más fino de lo que debería ser necesario. Sin embargo, como modelo físico, la inflación es más valiosa porque predice con solidez las condiciones iniciales del Universo en función de solo dos parámetros ajustables: el índice espectral (que solo puede cambiar en un rango pequeño) y la amplitud de las perturbaciones. Excepto en modelos artificiales, esto es cierto independientemente de cómo se realice la inflación en la física de partículas.

Ocasionalmente, se observan efectos que parecen contradecir los modelos más simples de inflación. Los datos de WMAP del primer año sugirieron que el espectro podría no ser casi invariable en escala, sino que podría tener una ligera curvatura. Sin embargo, los datos del tercer año revelaron que el efecto era una anomalía estadística. Otro efecto observado desde el primer satélite de fondo cósmico de microondas, el Cosmic Background Explorer, es que la amplitud del momento cuadripolar del CMB es inesperadamente baja y los otros multipolos bajos parecen estar preferentemente alineados con el plano de la eclíptica. Algunos han afirmado que esta es una firma de no gaussianidad y, por lo tanto, contradice los modelos más simples de inflación. Otros han sugerido que el efecto puede deberse a otra física nueva, contaminación de primer plano o incluso sesgo de publicación.

Se está llevando a cabo un programa experimental para seguir probando la inflación con mediciones CMB más precisas. En particular, las mediciones de alta precisión de los llamados "B-modes" de la polarización de la radiación de fondo podrían proporcionar evidencia de la radiación gravitatoria producida por la inflación, y también podrían mostrar si la escala energética de la inflación predicha por los modelos más simples (10)¹⁵~10¹⁶ GeV) es correcto. En marzo de 2014, el equipo de BICEP2 anunció la polarización de B-mode CMB confirmando la inflación. El equipo anunció la relación de tensión a escalar r fue entre 0,15 y 0,27 (rechazando la hipótesis nula; r se espera que sea 0 en ausencia de inflación). However, on 19 June 2014, lowered confidence in confirming the findings was reported; on 19 September 2014, a further reduction in confidence was reported and, on 30 January 2015, even less confidence yet was reported. Para 2018, los datos adicionales sugirieron, con confianza del 95%, que r{displaystyle r} es 0.06 o inferior: consistente con la hipótesis nula, pero también compatible con muchos modelos restantes de inflación.

Se esperan otras mediciones potencialmente corroboradoras de la nave espacial Planck, aunque no está claro si la señal será visible o si la contaminación de las fuentes de primer plano interferirá. Otras mediciones próximas, como las de radiación de 21 centímetros (radiación emitida y absorbida por el hidrógeno neutro antes de que se formaran las primeras estrellas), pueden medir el espectro de potencia con una resolución aún mayor que el CMB y los estudios de galaxias, aunque no se sabe si estas mediciones será posible o si la interferencia con fuentes de radio en la Tierra y en la galaxia será demasiado grande.

Estado teórico

En la propuesta inicial de Guth, se pensaba que el inflatón era el campo de Higgs, el campo que explica la masa de las partículas elementales. Algunos creen ahora que el inflatón no puede ser el campo de Higgs. aunque el reciente descubrimiento del bosón de Higgs ha aumentado el número de trabajos que consideran el campo de Higgs como inflatón. Un problema de esta identificación es la tensión actual con los datos experimentales en la escala electrodébil, que actualmente se encuentra en estudio en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC). Otros modelos de inflación se basaron en las propiedades de las Grandes Teorías Unificadas. Dado que los modelos más simples de gran unificación han fallado, muchos físicos piensan ahora que la inflación se incluirá en una teoría supersimétrica como la teoría de cuerdas o una gran teoría unificada supersimétrica. En la actualidad, mientras que la inflación se entiende principalmente por sus predicciones detalladas de las condiciones iniciales para el universo primitivo caliente, la física de partículas es en gran medida un modelo ad hoc. Como tal, aunque las predicciones de inflación han sido consistentes con los resultados de las pruebas de observación, quedan muchas preguntas abiertas.

Problema de ajuste fino

Uno de los desafíos más severos para la inflación surge de la necesidad de un ajuste fino. En una nueva inflación, las condiciones de rotación lenta deben cumplirse para que ocurra la inflación. Las condiciones de giro lento dicen que el potencial de inflatón debe ser plano (en comparación con la gran energía del vacío) y que las partículas de inflatón deben tener una masa pequeña. La nueva inflación requiere que el Universo tenga un campo escalar con un potencial especialmente plano y condiciones iniciales especiales. Sin embargo, se han propuesto explicaciones para estos ajustes. Por ejemplo, las teorías clásicas de campo invariante de escala, donde la invariancia de escala se rompe por efectos cuánticos, proporcionan una explicación de la planitud de los potenciales inflacionarios, siempre que la teoría pueda estudiarse a través de la teoría de perturbaciones.

Linde propuso una teoría conocida como inflación caótica en la que sugirió que las condiciones para la inflación en realidad se cumplían de manera bastante genérica. La inflación ocurrirá en prácticamente cualquier universo que comience en un estado caótico de alta energía que tenga un campo escalar con energía potencial ilimitada. Sin embargo, en su modelo, el campo de inflación necesariamente toma valores mayores que una unidad de Planck: por esta razón, a menudo se los llama modelos de campo grande y los nuevos modelos de inflación que compiten se llaman campo pequeño modelos. En esta situación, se cree que las predicciones de la teoría del campo efectivo no son válidas, ya que la renormalización debería causar grandes correcciones que podrían evitar la inflación. Este problema aún no se ha resuelto y algunos cosmólogos argumentan que los modelos de campo pequeño, en los que la inflación puede ocurrir a una escala de energía mucho más baja, son mejores modelos. Si bien la inflación depende de la teoría cuántica de campos (y la aproximación semiclásica a la gravedad cuántica) de manera importante, no se ha reconciliado completamente con estas teorías.

Brandenberger comentó sobre el ajuste fino en otra situación. La amplitud de las inhomogeneidades primordiales producidas en la inflación está directamente ligada a la escala energética de la inflación. Se sugiere que esta escala sea alrededor de 10¹⁶ GeV o 10⁻³ veces la energía de Planck. La escala natural es ingenuamente la escala de Planck, por lo que este pequeño valor podría verse como otra forma de ajuste fino (llamado problema de jerarquía): la densidad de energía dada por el potencial escalar se reduce en 10⁻¹² en comparación con la densidad de Planck. Sin embargo, esto generalmente no se considera un problema crítico, porque la escala de inflación corresponde naturalmente a la escala de unificación de calibre.

Inflación eterna

En muchos modelos, la fase inflacionaria de la expansión del Universo dura para siempre en al menos algunas regiones del Universo. Esto ocurre porque las regiones que se inflan se expanden muy rápidamente y se reproducen. A menos que la tasa de decaimiento a la fase de no expansión sea lo suficientemente rápida, las nuevas regiones de expansión se producen más rápidamente que las regiones de no expansión. En tales modelos, la mayor parte del volumen del Universo se infla continuamente en un momento dado.

Todos los modelos de inflación eterna producen un multiverso hipotético infinito, típicamente un fractal. La teoría del multiverso ha creado una disensión significativa en la comunidad científica sobre la viabilidad del modelo inflacionario.

Paul Steinhardt, uno de los arquitectos originales del modelo inflacionario, presentó el primer ejemplo de inflación eterna en 1983. Demostró que la inflación podría continuar para siempre al producir burbujas de espacio no inflable llenas de materia caliente y radiación rodeadas de espacio vacío que continúa inflándose. Las burbujas no pudieron crecer lo suficientemente rápido como para seguir el ritmo de la inflación. Más tarde ese mismo año, Alexander Vilenkin demostró que la inflación eterna es genérica.

Aunque la nueva inflación clásicamente reduce el potencial, las fluctuaciones cuánticas a veces pueden elevarlo a niveles anteriores. Estas regiones en las que el inflatón fluctúa hacia arriba se expanden mucho más rápido que las regiones en las que el inflatón tiene una energía potencial más baja y tienden a dominar en términos de volumen físico. Se ha demostrado que cualquier teoría inflacionaria con un potencial ilimitado es eterna. Hay teoremas bien conocidos de que este estado estacionario no puede continuar para siempre en el pasado. El espaciotiempo inflacionario, que es similar al espacio de De Sitter, está incompleto sin una región de contracción. Sin embargo, a diferencia del espacio de De Sitter, las fluctuaciones en un espacio inflacionario que se contrae colapsan para formar una singularidad gravitacional, un punto donde las densidades se vuelven infinitas. Por lo tanto, es necesario tener una teoría para las condiciones iniciales del Universo.

En la inflación eterna, las regiones con inflación tienen un volumen que crece exponencialmente, mientras que las regiones que no están inflando no. Esto sugiere que el volumen de la parte del Universo que se infla en la imagen global siempre es inimaginablemente mayor que la parte que ha dejado de inflarse, aunque la inflación eventualmente termina como lo ve cualquier observador preinflacionario. Los científicos no están de acuerdo sobre cómo asignar una distribución de probabilidad a este paisaje antrópico hipotético. Si la probabilidad de las diferentes regiones se cuenta por volumen, se debe esperar que la inflación nunca termine o aplicando las condiciones de contorno de que existe un observador local para observarla, que la inflación terminará lo más tarde posible.

Algunos físicos creen que esta paradoja puede resolverse ponderando a los observadores por su volumen preinflacionario. Otros creen que no hay solución a la paradoja y que el multiverso es un defecto crítico en el paradigma inflacionario. Paul Steinhardt, quien introdujo por primera vez el modelo inflacionario eterno, más tarde se convirtió en uno de sus críticos más vocales por esta razón.

Condiciones iniciales

Algunos físicos han tratado de evitar el problema de las condiciones iniciales al proponer modelos para un universo eternamente inflado sin origen. Estos modelos proponen que mientras el Universo, en las escalas más grandes, se expande exponencialmente, fue, es y siempre será, espacialmente infinito y ha existido y existirá para siempre.

Otras propuestas intentan describir la creación ex nihilo del Universo basándose en la cosmología cuántica y la inflación subsiguiente. Vilenkin presentó uno de esos escenarios. Hartle y Hawking ofrecieron la propuesta sin límites para la creación inicial del Universo en el que la inflación se produce de forma natural.

Guth describió el universo inflacionario como el "ultimo almuerzo gratis": nuevos universos, similares al nuestro, se producen continuamente en un vasto fondo inflacionario. Las interacciones gravitatorias, en este caso, eluden (pero no violan) la primera ley de la termodinámica (conservación de energía) y la segunda ley de la termodinámica (entropía y el problema de la flecha del tiempo). Sin embargo, aunque hay consenso de que esto resuelve el problema de las condiciones iniciales, algunos lo han cuestionado, ya que es mucho más probable que el Universo se haya producido por una fluctuación cuántica. Don Page fue un crítico abierto de la inflación debido a esta anomalía. Hizo hincapié en que la flecha termodinámica del tiempo requiere condiciones iniciales de baja entropía, lo que sería muy poco probable. Según ellos, en lugar de resolver este problema, la teoría de la inflación lo agrava: el recalentamiento al final de la era de la inflación aumenta la entropía, lo que hace necesario que el estado inicial del Universo sea aún más ordenado que en otras teorías del Big Bang con sin fase de inflación.

Más tarde, Hawking y Page encontraron resultados ambiguos cuando intentaron calcular la probabilidad de inflación en el estado inicial de Hartle-Hawking. Otros autores han argumentado que, dado que la inflación es eterna, la probabilidad no importa mientras no sea precisamente cero: una vez que comienza, la inflación se perpetúa y rápidamente domina el Universo. Sin embargo, Albrecht y Lorenzo Sorbo argumentaron que la probabilidad de que un cosmos inflacionario, consistente con las observaciones actuales, emerja por una fluctuación aleatoria de algún estado preexistente es mucho mayor que la de un cosmos no inflacionario. Esto se debe a que la "semilla" La cantidad de energía no gravitacional requerida para el cosmos inflacionario es mucho menor que la de una alternativa no inflacionaria, lo que supera cualquier consideración entrópica.

Otro problema que se ha mencionado ocasionalmente es el problema transplanckiano o los efectos transplanckianos. Dado que la escala de energía de la inflación y la escala de Planck son relativamente cercanas, algunas de las fluctuaciones cuánticas que han formado la estructura de nuestro universo eran más pequeñas que la longitud de Planck antes de la inflación. Por lo tanto, debería haber correcciones de la física a escala de Planck, en particular, la teoría cuántica desconocida de la gravedad. Sigue existiendo cierto desacuerdo sobre la magnitud de este efecto: sobre si está solo en el umbral de la detectabilidad o es completamente indetectable.

Inflado híbrido

Otro tipo de inflación, llamada inflación híbrida, es una extensión de la nueva inflación. Introduce campos escalares adicionales, de modo que mientras uno de los campos escalares es responsable de la inflación lenta normal, otro desencadena el final de la inflación: cuando la inflación ha continuado durante un tiempo suficiente, se vuelve favorable para que el segundo campo decaiga a un nivel mucho más bajo. estado de energía

En la inflación híbrida, un campo escalar es responsable de la mayor parte de la densidad de energía (determinando así la tasa de expansión), mientras que otro es responsable del giro lento (determinando así el período de inflación y su finalización). Así, las fluctuaciones en la primera inflación no afectarían la terminación de la inflación, mientras que las fluctuaciones en la segunda no afectarían la tasa de expansión. Por tanto, la inflación híbrida no es eterna. Cuando el segundo inflatón (de giro lento) alcanza el fondo de su potencial, cambia la ubicación del mínimo del potencial del primer inflatón, lo que lleva a un rápido giro del inflatón hacia abajo de su potencial, lo que lleva a la terminación de inflación.

Relación con la energía oscura

La energía oscura es muy similar a la inflación y se cree que está causando que la expansión del universo actual se acelere. Sin embargo, la escala de energía de la energía oscura es mucho más baja, 10⁻¹² GeV, aproximadamente 27 órdenes de magnitud menos que la escala de la inflación.

Inflación y cosmología de cuerdas

El descubrimiento de las compactaciones de flujo abrió el camino para conciliar la inflación y la teoría de cuerdas. La inflación de branas sugiere que la inflación surge del movimiento de las D-branas en la geometría compactada, generalmente hacia una pila de anti-D-branas. Esta teoría, regida por la acción de Dirac-Born-Infeld, es diferente de la inflación ordinaria. La dinámica no se entiende completamente. Parece que son necesarias condiciones especiales ya que la inflación se produce en la excavación de túneles entre dos vacíos en el paisaje de cuerdas. El proceso de hacer un túnel entre dos vacíos es una forma de inflación antigua, pero entonces debe ocurrir una nueva inflación por algún otro mecanismo.

Inflación y gravedad cuántica de bucles

Al investigar los efectos que la teoría de la gravedad cuántica de bucles tendría en la cosmología, se desarrolló un modelo de cosmología cuántica de bucles que proporciona un posible mecanismo para la inflación cosmológica. La gravedad cuántica de bucles asume un espacio-tiempo cuantizado. Si la densidad de energía es mayor de lo que puede contener el espacio-tiempo cuantificado, se cree que se recuperará.

Alternativas y complementos

Se han propuesto otros modelos que pretenden explicar algunas o todas las observaciones abordadas por la inflación.

Gran rebote

La hipótesis del gran rebote intenta reemplazar la singularidad cósmica con una contracción cósmica y un rebote, explicando así las condiciones iniciales que condujeron al big bang. Los problemas de planitud y horizonte se resuelven naturalmente en la teoría de la gravedad de Einstein-Cartan-Sciama-Kibble, sin necesidad de una forma exótica de materia o parámetros libres. Esta teoría amplía la relatividad general eliminando una restricción de la simetría de la conexión afín y considerando su parte antisimétrica, el tensor de torsión, como una variable dinámica. El acoplamiento mínimo entre la torsión y los espinores de Dirac genera una interacción espín-espín que es significativa en materia fermiónica a densidades extremadamente altas. Tal interacción evita la singularidad no física del Big Bang, reemplazándola con un rebote similar a una cúspide en un factor de escala mínimo finito, antes del cual el Universo se estaba contrayendo. La rápida expansión inmediatamente después del Gran Rebote explica por qué el Universo actual en las escalas más grandes parece espacialmente plano, homogéneo e isotrópico. A medida que la densidad del Universo disminuye, los efectos de la torsión se debilitan y el Universo entra suavemente en la era dominada por la radiación.

Modelos ekpiróticos y cíclicos

Los modelos ekpirótico y cíclico también se consideran complementos de la inflación. Estos modelos resuelven el problema del horizonte a través de una época en expansión mucho antes del Big Bang, y luego generan el espectro requerido de perturbaciones de densidad primordial durante una fase de contracción que conduce a un Big Crunch. El Universo pasa por el Big Crunch y emerge en una fase caliente de Big Bang. En este sentido recuerdan al universo oscilatorio de Richard Chace Tolman; en el modelo de Tolman, sin embargo, la edad total del Universo es necesariamente finita, mientras que en estos modelos esto no es necesariamente así. Si se puede producir el espectro correcto de fluctuaciones de densidad y si el Universo puede navegar con éxito la transición Big Bang/Big Crunch, sigue siendo un tema de controversia e investigación actual. Los modelos ekpyrotic evitan el problema del monopolo magnético siempre que la temperatura en la transición Big Crunch/Big Bang permanezca por debajo de la Gran Escala Unificada, ya que esta es la temperatura requerida para producir monopolos magnéticos en primer lugar. Tal como están las cosas, no hay evidencia de ninguna 'desaceleración'. de la expansión, pero esto no es sorprendente ya que se espera que cada ciclo dure del orden de un billón de años.

Cosmología de gas de cuerda

La teoría de cuerdas requiere que, además de las tres dimensiones espaciales observables, existan dimensiones adicionales que estén enrolladas o compactadas (véase también la teoría de Kaluza-Klein). Las dimensiones adicionales aparecen como un componente frecuente de los modelos de supergravedad y otros enfoques de la gravedad cuántica. Esto planteó la pregunta contingente de por qué cuatro dimensiones del espacio-tiempo se hicieron grandes y el resto se hizo inobservablemente pequeño. Robert Brandenberger y Cumrun Vafa propusieron un intento de abordar esta cuestión, llamado cosmología de gas de cuerdas. Este modelo se centra en la dinámica del universo primitivo considerado como un gas caliente de cuerdas. Brandenberger y Vafa muestran que una dimensión del espacio-tiempo solo puede expandirse si las cuerdas que la rodean pueden aniquilarse entre sí de manera eficiente. Cada cuerda es un objeto unidimensional, y el mayor número de dimensiones en las que dos cuerdas se cruzarán genéricamente (y, presumiblemente, se aniquilarán) es tres. Por lo tanto, el número más probable de dimensiones espaciales no compactas (grandes) es tres. El trabajo actual sobre este modelo se centra en si puede lograr estabilizar el tamaño de las dimensiones compactadas y producir el espectro correcto de perturbaciones de densidad primordial. El modelo original no "resolvió los problemas de entropía y planitud de la cosmología estándar", aunque Brandenburger y sus coautores argumentaron más tarde que estos problemas pueden eliminarse implementando la cosmología de cuerdas gaseosas en el contexto de un escenario de universo que rebota.

C variable

Se han propuesto modelos cosmológicos que emplean una velocidad variable de la luz para resolver el problema del horizonte y proporcionar una alternativa a la inflación cósmica. En los modelos VSL, la constante fundamental c, que denota la velocidad de la luz en el vacío, es mayor en el universo primitivo que su valor actual, lo que aumenta efectivamente el horizonte de partículas en el momento del desacoplamiento lo suficiente como para dar cuenta de la isotropía observada del CMB.

Críticas

Desde que Alan Guth lo introdujo en 1980, el paradigma inflacionario se ha vuelto ampliamente aceptado. Sin embargo, muchos físicos, matemáticos y filósofos de la ciencia han expresado críticas, alegando predicciones no comprobables y una falta de apoyo empírico serio. En 1999, John Earman y Jesús Mosterín publicaron una exhaustiva revisión crítica de la cosmología inflacionaria, concluyendo,

"no creemos que haya, hasta ahora, buenas razones para admitir cualquiera de los modelos de inflación en el núcleo estándar de la cosmología".

Como señaló Roger Penrose a partir de 1986, para que funcione, la inflación requiere condiciones iniciales propias extremadamente específicas, por lo que el problema (o pseudo-problema) de las condiciones iniciales no se resuelve:

"Hay algo fundamentalmente mal concebido acerca de tratar de explicar la uniformidad del universo temprano como resultado de un proceso de termalización... Porque, si la termalización está haciendo algo... entonces representa un aumento definitivo de la entropía. Así, el universo habría sido aún más especial antes de la termalización que después".

El problema de la información específica o "afinada" las condiciones iniciales no se habrían resuelto; hubiera empeorado. En una conferencia en 2015, Penrose dijo que

"La inflación no es falsifiable, es falsificada... BICEP hizo un servicio maravilloso al sacar a todos los inflacionistas de su cáscara, y darles un ojo negro."

Una crítica recurrente a la inflación es que el campo de inflación invocado no corresponde a ningún campo físico conocido, y que su curva de energía potencial parece ser un artilugio ad hoc para adaptarse a casi cualquier dato que se pueda obtener. Paul Steinhardt, uno de los padres fundadores de la cosmología inflacionaria, se ha convertido recientemente en uno de sus críticos más agudos. Él llama 'mala inflación' un período de expansión acelerada cuyo resultado entra en conflicto con las observaciones, y 'buena inflación' uno compatible con ellos:

"No sólo es la mala inflación más probable que la buena inflación, pero ninguna inflación es más probable que tampoco... Roger Penrose consideró todas las configuraciones posibles del inflatón y los campos gravitatorios. Algunas de estas configuraciones conducen a la inflación... Otras configuraciones conducen a un universo uniforme y plano directamente – sin inflación. Obtener un universo plano es poco probable en general. La conclusión impactante de Penrose, sin embargo, fue que obtener un universo plano sin inflación es mucho más probable que con la inflación – ¡por un factor de 10 a la potencia googol!"

Junto con Anna Ijjas y Abraham Loeb, escribió artículos afirmando que el paradigma inflacionario está en problemas a la vista de los datos del satélite Planck.

Alan Guth, David Kaiser y Yasunori Nomura presentaron contraargumentos y por Andrei Linde, Diciendo que

"La inflación cósmica está más fuerte que nunca".