Sunday, April 17, 2011

Signos observables de la cosmología cuántica de ciclos?

por Edward Wilson-Ewing, Penn State

• Ivan Agulló, March 29th 2011. Observational signatures of loop quantum cosmology? PDF of the slides, and audio in either .wav (40MB) or .aif format (4MB).


En el universo muy temprano la temperatura era tan alta que los electrones y protones no se combinan para formar átomos de hidrógeno, sino que forman un plasma que hace imposible que los fotones viajen grandes distancias, dado que los mismos interactúan continuamente  con los electrones y protones. Sin embargo, como el universo se expandió, se enfrió y, 380 000 años después del Big Bang, la temperatura se hizo lo suficientemente baja como para que se formen los átomos de hidrógeno en un proceso llamado recombinación. En ese momento, se hizo posible para los fotones el viajar libremente, dado que los electrones y protones se combinan para convertirse en átomos eléctricamente neutros. Es posible hoy en día  observar los fotones de esa época que aún están viajando a través del universo: estos fotones forman lo que se denomina el fondo de microondas cósmico (CMB en ingles). Al observar el CMB, de hecho estamos viendo una fotografía de lo que el universo parecía sólo 380 000 años después del Big Bang! Huelga decir que la detección del CMB fue un descubrimiento muy importante y el estudio del mismo nos ha enseñado mucho acerca de los inicios del Universo.


La existencia de la CMB fue predicha por primera vez en 1948 por George Gamow, Ralph Adler y Robert Herman, cuando calcularon que su temperatura es de aproximadamente 5 grados Kelvin. A pesar de esta predicción, el CMB no se detectó hasta que Arno Penzias y Robert Wilson hicieron su descubrimiento, ganador del Premio Nobel en 1964. Desde entonces, han habido muchos esfuerzos para crear mejores telescopios de radio, tanto en la Tierra y en satélites, que proporcionen datos más precisos y por lo tanto más información acerca de los inicios del universo. En la década de 1990 las mediciones del satélite COBE (Cosmic Background Explorer en ingles) de las pequeñas anisotropías en el CMB se consideraron tan importantes que dos de los principales investigadores del COBE, George Smoot y John Mather, recibieron el Premio Nobel en 2006. Los datos del estado del arte de hoy provienen de la satélite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) y ya hay otro satélite que ha estado tomando datos desde 2009. Este satélite, llamado Planck, tiene una mayor sensibilidad y mejor resolución angular que WMAP, y su mapa de la mejora de la CMB se espera que se hayan completado a finales de 2012. 


El CMB es un cuerpo negro casi perfecto y su temperatura se ha medido a 2,7 grados Kelvin. Como se puede ver en la siguiente figura, la curva de cuerpo negro del CMB es perfecta: todos los puntos de los datos se encuentran exactamente superpuestos con la curva de mejor ajuste. Es posible medir la temperatura del CMB  y se ha encontrado que es el mismo en todas las direcciones del cielo (lo que se llama isotrópica) hasta una parte en 100000.




A pesar de que las anisotropías son muy pequeñas,  han sido medidas con bastante precisión por el satélite WMAP, y se puede estudiar cómo las variaciones en la temperatura se correlacionan de acuerdo a  su separación angular en el cielo. Esto le da un espectro de ley de potencia para el CMB, donde una vez más la teoría y los experimentos acuerdan muy bien:





Con el fin de obtener una predicción teórica sobre lo que el aspecto del espectro de potencia, es importante entender cómo el universo se comportó antes de que se produjera la recombinación. Aquí es donde la inflación, una parte importante del modelo cosmológico estándar, entra en juego.  La época inflacionaria se produce poco después de que el universo deja el régimen de Planck (donde los efectos de la gravedad cuántica pueden ser importantes), y durante este período aumenta el universo de volumen por un factor de e ^ aproximadamente (210) en el muy corto tiempo de unos 10 ^ (-33) segundos (para obtener más información acerca de la inflación, ver el articulo anterior de este blog). La inflación fue sugerida por primera vez como un mecanismo que podría explicar por qué (entre otras cosas) el CMB es tan isotrópico: uno de los efectos de la rápida expansión del universo durante la inflación es que todo el universo visible hoy en día ocupa un pequeño volumen antes del comienzo de la inflación y ha tenido tiempo para entrar en contacto causal y termalizar. Este termalización pre-inflación puede explicar por qué, cuando miramos al universo actual, la temperatura del fondo cósmico de microondas es la misma en todas las direcciones. Pero esto no es todo: con la inflación, también es posible predecir la forma del espectro de potencia. Esto se hizo mucho antes de que se midiera con suficiente precisión con WMAP y, como se puede ver en el gráfico anterior, las observaciones coinciden con la predicción muy bien! Así, a pesar de que la inflación se introdujo para explicar por qué la temperatura del CMB es tan isotrópica, también explica el espectro de potencia. Es sobre todo este segundo éxito lo que ha asegurado que la inflación sea parte del actual modelo cosmológico estándar.

Sin embargo, quedan algunas cuestiones que no se han resuelto con la inflación. 
Por ejemplo, al comienzo de la inflación, se supone que los campos cuánticos están en un estado particular llamado el vacío Bunch-Davies. Es entonces posible evolucionar este estado inicial con el fin de determinar el estado de los campos cuánticos al final de la inflación y por lo tanto, determinar cuál es el espectro de potencia en esa época. A pesar de que el espectro de potencia predicho está de acuerdo muy bien con el observado, no está del todo claro por qué los campos cuánticos deben estar en el vacío Bunch-Davies en el inicio de la inflación. Para explicar esto, debemos tratar de entender lo que sucedió antes de la inflación y esto requiere una teoría de la gravedad cuántica.

La cosmología cuántica de ciclos (loop quantum cosmology en ingles) es una teoría particular de la gravedad cuántica que se aplica al estudio de nuestro universo. Han habido muchos resultados interesantes en el campo durante los últimos años: (i) se ha demostrado en muchos modelos que la singularidad inicial del Big Bang es sustituido por un "rebote", donde el universo se contrae a un volumen mínimo y luego empieza a 
expandirse de nuevo, (ii) también se ha demostrado que los efectos de la gravedad cuántica sólo son importantes cuando la curvatura del espacio-tiempo alcanza el régimen de Planck, por lo tanto la relatividad general clásica es una excelente aproximación cuando la curvatura es menor que la escala de Planck, (iii) la dinámica del universo alrededor del punto de rebote es tal que la inflación se produce naturalmente una vez que la curvatura del espacio-tiempo deja el régimen de Planck.

El objetivo del proyecto presentado en el seminario es el uso de la cosmología cuántica de bucles con el fin de determinar si los campos cuánticos deben estar en el vacío Bunch-Davies al  inicio de la inflación. 
Más concretamente, la idea es elegir cuidadosamente las condiciones iniciales en el punto de rebote del universo (en lugar de al principio de la inflación) y luego estudiar cómo el estado de los campos evoluciona a medida que el universo se expande con el fin de determinar su estado en el comienzo de la inflación. Ahora cabe preguntarse: ¿Esto cambiará el estado de los campos cuánticos en el inicio de la inflación? Y si es así, ¿existen consecuencias observables? Estas son las cuestiones tratadas en esta presentación.