Monday, February 21, 2011

Inflación y límites observacionales a la cosmología cuántica de lazos

por Ivan Agulló, Penn State

• Gianluca Calcagni, Inflationary observables and observational constraints on loop quantum cosmology Enero 18 del 2011. PDF of the slides, and audio in either .wav (40MB) or .aif format (4MB).


La Cosmología es una de las áreas de la física que más avances ha logrado en los últimos años. La proliferación de medidas minuciosas de las propiedades del Universo en las últimas dos décadas ha permitido avanzar de forma espectacular en la comprensión de su estructura a gran escala y sus diferentes etapas de evolución. Tal es la precisión alcanzada en las medidas ya realizadas, y en las que se espera obtener en el futuro inmediato, que el propio Cosmos constituye a día de hoy un "laboratorio" prometedor para obtener información sobre física fundamental. El inconveniente obvio es que, a diferencia de lo que ocurre en laboratorios más usuales, como por ejemplo el conocido LHC del CERN, nuestro Universo ha de observarse tal y como es, no permitiéndonos que seleccionemos y modifiquemos los parámetros del "experimento" a nuestro antojo. El seminario impartido por Gianluca Calcagni, basado en  los resultados obtenidos en colaboración con M. Bojowald y S. Tsujikawa, muestra un estudio de los posibles efectos que ciertos aspectos cuánticos de la gravedad, en el contexto de Loop Quantum Cosmology, podrían producir en las observaciones del Universo actual.

Una de las piezas importantes en el paradigma de la Cosmología actual es el mecanismo de inflación. El concepto de inflación, como su propio nombre indica, hace referencia al aumento de una cierta magnitud de forma estrepitosa en un periodo corto de tiempo. Es un concepto que resulta familiar para todo el mundo, pues todos hemos vivido alguna época en la que los precios, por ejemplo el de la vivienda, han crecido de forma alarmante. En el caso de la inflación cosmológica es el tamaño del Universo el que crece de forma violenta. El mecanismo de inflación considera que existió un periodo en las etapas iniciales del Universo en el que el volumen de éste se multiplicó por un factor de al menos 1078 (¡un 1 seguido de 78 ceros!) en un periodo de tiempo de aproximadamente 10-36 segundos.  No cabe duda de que, afortunadamente, este proceso inflacionario es más violento que cualquier otro que podamos experimentar en nuestra vida cotidiana. El mecanismo inflacionario en Cosmología fue introducido por Alan Guth en 1981 y fue formulado en su versión más moderna por A. Linde, A. Abrecht y P. Steinhard un año más tarde. Guth se dio cuenta de que una enorme expansión haría parecer el Universo prácticamente plano y altamente homogéneo para sus habitantes, sin necesidad de que hubiera sido así desde sus orígenes. Esto concuerda con las observaciones del Universo en el que vivimos, que se muestra altamente homogéneo a gran escala y el cual sabemos, mediante la observación del fondo cósmico de microondas (CMB por sus siglas en inglés), que fue incluso más homogéneo en el pasado. El CMB constituye una "fotografía" del Universo cuando éste tenía la temprana edad de 380000 años (todo un adolescente comparado con su edad actual de aproximadamente 14000000000 años) y nos muestra que las inhomogeneidades existentes en aquella época consistían en minúsculas variaciones (de 1 parte en 100000) de su temperatura. Estas pequeñas fluctuaciones no son más que el germen de las inhomogeneidades que observamos a día de hoy en forma de cúmulos de galaxias, galaxias, estrellas y, en última estancia, materia agregada.




Sin embargo, pocos años después de la propuesta de inflación, varios investigadores (Mukhanov, Hawking, el propio Guth, Pi, Starobinsky, Bardeen, Steinhardt y Turner) se dieron cuenta de que inflación puede aportar algo más valioso incluso que ayudar a entender la homogeneidad y planicidad del Universo observable. Inflación ofrece un mecanismo natural para generar las pequeñas inhomogeneidades que observamos en el CMB a través de una de las ideas más atractivas de la física contemporánea. Una expansión violenta del Universo es capaz de amplificar las fluctuaciones cuánticas del vacío, inevitables por el principio de incertidumbre de Heisenberg, y producir de forma espontánea un espectro de minúsculas fluctuaciones en la densidad del Universo. De esta forma, la Relatividad General, a través de la expansión exponencial del Universo, y la Mecánica Cuántica, mediante el principio de incertidumbre, se ponen de acuerdo para generar a partir del propio vacío un espectro primordial de inhomogeneidades cósmicas. Este espectro constituye la “semilla” que posteriormente, por efecto de la gravedad, evolucionará hasta formar las variaciones de temperatura que observamos en el CMB y las estructuras presentes en el Universo actual, desde los cúmulos de galaxias hasta nosotros mismos.  Las propiedades estadísticas de la distribución de temperaturas del CMB, analizado con gran detalle por el satélite WMAP en la última década, confirman que esta imagen sobre la génesis de nuestro Universo es compatible con las observaciones. Aunque todavía no hay suficientes datos como para confirmar la existencia de una fase inflacionaria en la evolución de nuestro Universo, inflación es el uno de los mejores candidatos en el panorama de la física actual para explicar el origen de las estructuras cósmicas.



El mecanismo de inflación ofrece una ventana de posibilidades muy interesantes tanto para físicos teóricos como experimentales. El incremento en el tamaño del Universo durante inflación es de tal magnitud que el radio correspondiente a un átomo se habría expandido hasta alcanzar una distancia que la luz tardaría todo un año en recorrer. Esto hace que, si existió un periodo de inflación en el pasado, observando los detalles de las pequeñas variaciones de temperatura del CMB uno puede obtener información sobre procesos físicos que ocurrieron en una escala de distancias tremendamente pequeña o, lo que es equivalente, procesos físicos que tuvieron lugar a una escala de energía extremadamente grande. Concretamente, inflación predice que el origen de las variaciones de temperatura del CMB son generadas a partir de las fluctuaciones cuánticas del vacío cuando la densidad de energía del Universo fue de aproximadamente 10-11 veces la densidad de Planck (la densidad de Planck es igual a 5·10113 Julios por metro cúbico). La densidad de energía que se va a alcanzar en el acelerador de partículas LHC es del orden del 10-60 veces la densidad de Planck, es decir, ¡49 órdenes de magnitud menor! En este sentido, la observación del propio Universo se muestra como una vía esperanzadora para revelar información sobre teorías físicas que únicamente se ponen de manifiesto a energías muy altas, como es el caso de gravedad cuántica. Esto ha motivado a expertos en gravedad cuántica a dirigir sus investigaciones hacia la predicción de efectos en cosmología que sean potencialmente observables, como muestra el seminario de Gianluca Calcagni.




En este seminario Gianluca presenta un análisis de los posibles efectos que ciertos aspectos de gravedad cuántica, desde la perspectiva de  Loop Quantum Cosmology (LQC), podrían tener en la generación de las inhomogeneidades primordiales durante inflación. De forma general, LQC puede introducir dos tipos de correcciones a las ecuaciones que describen la evolución de las fluctuaciones cósmicas, las llamada correcciones por holonomías y por inversa de volumen. Son estas últimas en las que se centra el seminario, dejando para futuros trabajos el análisis de las primeras. Gianluca muestra que es posible obtener las ecuaciones que describen las inhomogeneidades cósmicas durante la época inflacionaria incluyendo los efectos de inversa de volumen en LQC de forma consistente (en el caso en que éstos son pequeños). Con estas ecuaciones es posible entonces recalcular las características de la distribución de temperaturas del CMB incluyendo este tipo de correcciones. De forma genérica, las modificaciones que los aspectos cuánticos de la gravedad introducen a las ecuaciones clásicas son relevantes cuando la escala de densidad de energía del problema en concreto está cerca de la densidad de Planck. Adicionalmente, estas correcciones tienden rápidamente a cero a densidades menores. Uno esperaría, por tanto, que a la escala a la que inflación tiene lugar, densidad de energía once órdenes de magnitud por debajo de la densidad de Planck, los efectos de gravedad cuántica estuvieran suprimidos por un factor 10-11. Los autores del trabajo presentado en este seminario afirman que, sorprendentemente, éste no es el caso y que las correcciones por efectos de inversa de volumen pueden ser mayores. Adicionalmente, estas correcciones afectan a observables que son de por sí pequeños, haciendo que sus efectos sean más significativos. En resumen, las conclusiones de este seminario indican que, aunque los efectos que los aspectos cuánticos de la gravedad tiene en la distribución de temperaturas del CMB son pequeños, las observaciones cosmológicas pueden poner cotas superiores sobre la magnitud de las correcciones provenientes de gravedad cuántica que pueden resultar más cercanas a las preediciones teóricas de lo que uno esperaría.

Aunque aún queda mucho trabajo por realizar, la observación de nuestro Universo a través del fondo cósmico de microondas y la distribución de galaxias se muestra como un camino prometedor para obtener información observacional sobre procesos físicos donde la interrelación entre la Mecánica Cuántica y la Relatividad General juega un papel fundamental. En este sentido, todo indica a que puede ser el propio Universo el que nos tienda un mano hacia el entendimiento de las leyes fundamentales que lo gobiernan.