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¿Qué pasó antes de la Gran Explosión? GUSTAVO NIZ Universidad de Portsmouth © www.phidelity.com
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¿Qué pasó antes de la Gran Explosión?
GUSTAVO NIZUniversidad de Portsmouth
© www.phidelity.com
¿Por qué hablamos de una explosión?
Descripción en RG
Inflación
Mini curso en cuerdas/teoría M
Modelo cíclico
Conclusiones
Plan
Ley de Hubble
Las galaxies se alejan de nosotros siguiendo
Velocidad=H*distancia
¡el Universo se expande! Un pasado caliente y denso
EvidenciaObservacional
Freedman et al(2000)
Edad del Universo
Debe de haber un “resplandor” en el pasado con perfil de cuerpo negro (Gamov; Alpher y Herman)
Equipo del COBE
Descubierto porPenzias y Wilson
en 1969
EvidenciaObservacional
Muy homogéneo e isotrópico
Fluctuaciones de orden ~ 10-5 alrededor de T = 2.7 K
Otras observaciones apoyan la idea de una teoría de gran explosión caliente (abundancia de elementos ligeros, edad de las estrellas, etc.)
WMAP
EvidenciaObservacional
Historia cósmica del Universo
EvidenciaObservacional
NASA/WMAP
Cuarcs Formaciónde estructura
ObscuroNúcleos
CMB¿Aceleración reciente?
(Energía obscura)
Curvas de rotacion de galaxias
Necesitamos 10 veces más de materia para entender los datos de lentes gravitaciones, si las leyes de gravedad no son modificadas
Propuestas de partículas que pueden ser dicha Materia Obscura
¿Qué más sabemos del Universo?
Espectro de fluctuaciones de la radiación de fondo
La posición del primer pico depende de la curvatura del espacio
El Universo es Plano
¿Qué más sabemos del Universo?
¿Qué más sabemos del Universo?
Pay Cósmico
Energía Obscura (~73%)
Materia Obscura (~23%)
Materia Visible (~4%)
Problema del horizonte
¿Por qué fotones de regiones no conectadas causalmente tienen la misma temperatura?
Problema de monopolos magnéticos o defectos topológicos
Transiciones de fase en el universo temprano desde teorías de gran unificación dan lugar, genéricamente, a estas estructura, pero no las vemos
Tamaño del Universo
Problemas del Modelo estándar
Expansión por13.7 Giga-años
El problema de la:
Gran Explosión
Revisemos con cuidado...
Problemas del Modelo estándar
Modelo Simple (FRWL)
Asumiendo isotropía y homogeneidad
funciona muy bien...
MotivaciónTeórica
Ecuaciones de Einstein
FRWL Fluido con
Ecuaciones de Friedmann
MotivaciónTeórica
Evolución del factor de escala
MotivaciónTeórica
t
MateriaRadiación
Energíaobscura
Evolución del factor de escala
MotivaciónTeórica
t
MateriaRadiación
Energíaobscura
¿Qué pasa cuando uno llega a la “singularidad inicial” ?
¿es una consecuencia génerica de RG?
O bien, ¿es sólo una solución de medidad cero en el espacio de soluciones de la teoría?
MotivaciónTeórica
Teoremas de singularidades
Existen datos iniciales (asumiendo ciertas condiciones de energía) que, inevitablemente, llevan a espacios que son geodesicamente incompletos.
Argumento Global
¿Qué pasa con la estructura analítica de los campos cerca de la singularidad?
La Gran Explosiónen RG
Penrose, Hawking (60-70's)
Belinski, Khalatnikov y Lifshitz (BKL, 60-70's)
Asumamos ultralocalidad :
Los gradientes espaciales no son más importantes que las derivadades temporales
Misner '69Gran Explosión
Es sistema se reduce a 1d, pero puede presentar una fuerte dependencia en las
condiciones iniciales
Caos
(ej. Mixmaster)
La Gran Explosiónen RG
Todo depende del contenido de matería: *campos escalares suelen remover el caos *campos de norma (p-forms) pueden restaurarlo
Métrica 4d de Kasner o Bianchi I (ejemplo)
Belinskii y Khalatnikov '73
Ecs de Einstein:
La Gran Explosiónen RG
Excepto por el universo de Milne
No hay FRWL, una p siempre es negativa
Billares Cosmológicos
Asumamos una métrica más general Estructura del grupo
Damour et al '03
Ecs. de Einstein llevan al
Hamiltoniano:
Near t=0,
La Gran Explosiónen RG
La Gran Explosiónen RG
*Campos escalares incrementan la dim.*Campos de norma suman paredes
La Gran Explosiónen RG
Fuera de las paredes:
Métrica de Kasner
Si hay una infinidad de colisiones antes de llegar a la singularidad (caos) la noción de espaciotiempo desaparece
La Gran Explosiónen RG
*Relatividad General (d<11)
Algebras de KacMoody (el sistema es formalmente integrable)
*Los 5 límites de bajas energías de la teoría de cuerdas y de teoría M
Relatividad General deja de ser válida cerca de la Singularidad inicial
Necesitamos una extensión de RG
Pero los nuevos modelos/teorías deben de resolver también los problemas cosmológicos y explicar las observaciones (como la CMB)
En particular, existen dos modelos que compiten sobre el Universo temprano:
● Inflación● Cíclico
La Gran Explosiónen RG
Expansión exponencial del universo
En el universo crece por un factor de
El mecanismo más sencillo es mediante un campo escalar que rueda lentamente sobre un potencial plano
Sólo el espacio crece, sin violar causalidad, pero el horizon de eventos permanece constante
Inflación
Bonus:
Las fluctuaciones cuánticas crecen y son las semillas que dan lugar a la formación de estructura y a las anisotropías de la radiación de fondo
Las pertubaciones son prácticamente invariantes de escala
Inflación
t
Inflación
*Universo plano, homogéneo e isotrópico
*Baja densidad de monopolos, y resuelve el problema de horizon
*Fluctuaciones cuánticas dejan huella en CMB
*¿Qué produce inflación?
*¿Qué tan natural es inflación?
*¿Condiciones iniciales? ¿y la singularidad de la Gran Explosión?
Inflación
Gran explosión (ejemplos)
*Landscape/eterno (difícil definir probabilidades en espacios infinitos)
*Sin frontera (¿el tiempo y espacio empezaron ahí?)
Vilenkin, Linde, ..
Hartle, Hawking, Turok
Modelocíclico
Dos sabores: singular y nosingular
Fase decontracción
t=0
Fase deexpansión
Transiciónde la Gran
Contracción a la Gran Explosión
Modelocíclico
*Conservativo: no hay necesidad de crear el espacio y el tiempo
*Fluctuaciones durante la fase de contracción dejan huella en las anisotropías de la radiación de fondo
*¿Qué produce la transición? ¿Qué pasa con la entropía?
*Mecanismos extra para obtener un universo plano, homogéneo e isotrópico, y para resolver el problema de los monopolos
*la gran pregunta: como recuperar el después del antes
Modelo enTeoría M
La transición de una Gran Contracción a una Gran Explosión se puede modelar usando una
colisión de branas
BANG
Mini curso en cuerdas/teoría M
Modos perturbativos (ligeros):
● Cuerdas abiertas (campos de norma)
● Cuerdas cerradas (graviton, dilaton)
Modos no-perturbativos (pesados): p-branas
– D-branas: donde terminan las cuerdas
10 dimensiones para cancelar anomalías
6 dimensiones deben de ser pequeñas!
Mini curso en cuerdas/teoría M
Mundos-Brana
Todos los campos estan confinados a la p-brana
Sólo la gravedad tiene acceso a las dimensiones extra
Un observador en la brana ve una métrica diferente
Se cree que existe una teoría más fundamental en 11 dimensiones, y que da lugar a los 5 diferentes tipos de teorías de cuerdas.
TEORÍA M
Contiene:
Membranas (M2) y 5-branas (M5)
Mini curso en cuerdas/teoría M
Mini curso en cuerdas/teoría M
¿Es la teoría de cuerdas/M la respuesta correcta?
-Cura divergencias de interacciones puntuales
-Explica el número de dimensiones
-Reduce todas las constantes de la naturaleza a un parametro libre, y a las propiedades del espacio compacto
-Consistencia matemática, y recupera la física conocida en los límites correctos
-Nuevas predicciones
-Aplicaciones a matería condensada y partículas elementales
-Debe resolver la singularidad de la Gran Explosión
Modelo enTeoría M
Modelo cíclio/ecpirótico
BANG
Khoury, Ovrut, Steinhardt, Turok
11d
10d
4d
5d
Branasplanas
einfinitas
La energía obscuralimpia las branas
antes de cada colisión
Modelo enTeoría M
Steinhardt, Turok
ts tx tx tst=0
M2
Evolución de cuerdas a través de la singularidad (observador en la brana)
Resolviendo la singularidad
La teoría es unitaria, hay producción finita de partículas y modos superiores de oscilación resuelven las divergencias de teorías de campo
Conclusiones
● El modelo de la Gran Explosión explica detalladamente la mayor parte de la evolución del universo
● Sin embargo deja varias preguntas sin contestar, en particular, la naturaleza de la singularidad inicial
● Existen dos modelos diferentes: inflación Vs cíclico
● Experimentos/observaciones tendrán la última palabra
– Diferente espectro de ondas gravitacionales
– Diferente polarización de la luz en CMB
– Diferentes desviaciones a Gaussianidad en CMB● Existen otras alternativas, pero no son modelos completos del
universo temprano, sino mecanismos que generan perturbaciones iniciales o solucionan un sólo problema
