MODELO INFLACTIONARIO

La teoría del Big Bang fue construida a partir de las contribuciones de Einstein y el astrónomo holandés Willem de Sitter (1917), el físico y matemático belga Georges Lemaitre (1948), el matemático ruso Alexander Friedmann (1922), y por el físico ruso George Gamow y sus dos colegas norteamericanos Robert Herman y Ralph Alpher de la universidad de George Washington. Refinamientos posteriores al modelo mostraron que éste es más preciso si se introduce un mecanismo de "inflación" que genera un crecimiento acelerado del radio del universo haciendo que crezca, en una fracción de segundo, de un valor de una diez millonésima parte del radio de un protón al valor de cien millones de años luz.



La hipótesis inflacionaria, propuesta originalmente en 1980 por Alan H. Guth del MIT y por Andrei D. Linde del Instituto Lebedev de Ciencias Físicas de Moscú, ha sido desarrollada hasta el punto de ser aceptada como elemento esencial del Big Bang ya que resuelve sus más graves problemas.

Los Problemas del Big Bang

El Big Bang tiene dos problemas serios:

• El problema de la causalidad (o problema del horizonte): El valor promedio de la temperatura de la radiación cósmica de fondo es el mismo en todas las direcciones. ¿Por qué sucede esto? Según el Big Bang, dos puntos de la esfera celeste separados por más de 2 grados jamás pudieron estar en contacto en el pasado (esto debido a que la velocidad de la luz es finita). Para que el fondo de radiación entre en equilibrio a la misma temperatura es necesario que todos sus puntos puedan tener contacto térmico.
   
• El problema de la planitud: Para entender los argumentos expuestos en esta sección se recomienda ver primero la definición del parámetro de densidad W (Omega en el alfabeto griego). La densidad del universo que observamos hoy es muy cercana a la densidad crítica (es decir W = 0.2 - 1.0). Las ecuaciones de la teoría de la Relatividad General indican que si el parámetro W comenzó con un valor de 1, entonces este valor se mantiene constante a medida que el universo se expande. Pero si al comienzo, W es diferente de 1 con la expansión W se aleja rápidamente de su valor inicial y por lo tanto se esperaría que el valor de W actual sea muy diferente a 1. En resumen, W debe ser exactamente 1 o muy lejos de 1. Esto se debe a que las ecuaciones para la evolución de omega dan una solución de equilibrio inestable en torno al valor de 1. Entonces, ¿Cómo es posible que hoy W sea tan cercano a 1? La geometría del universo es plana para W = 1, de ahí el nombre “Planitud”). ¿Qué indican las observaciones?