Época inflacionária - Inflationary epoch

Na cosmologia física , a época inflacionária foi o período na evolução do universo inicial quando, de acordo com a teoria da inflação , o universo passou por uma expansão exponencial extremamente rápida . Essa rápida expansão aumentou as dimensões lineares do universo inicial por um fator de pelo menos 10 26 (e possivelmente um fator muito maior) e, assim, aumentou seu volume por um fator de pelo menos 10 78 . A expansão por um fator de 10 26 é equivalente a expandir um objeto de 1 nanômetro (10 −9 m , cerca de metade da largura de uma molécula de DNA ) em comprimento para um comprimento de aproximadamente 10,6 anos-luz (cerca de 62 trilhões de milhas).

Descrição

O estado de vácuo é uma configuração de campos quânticos que representam um mínimo local (mas não necessariamente um mínimo global) de energia.

Modelos inflacionários propõem que aproximadamente 10-36 segundos após o Big Bang , o estado de vácuo do Universo era diferente do visto atualmente: o vácuo inflacionário tinha uma densidade de energia muito maior.

De acordo com a Relatividade Geral, qualquer estado de vácuo com densidade de energia diferente de zero gera uma força repulsiva que leva a uma expansão do espaço. Em modelos inflacionários, o estado inicial de vácuo de alta energia causa uma expansão muito rápida. Essa expansão explica várias propriedades do universo atual que são difíceis de explicar sem uma época tão inflacionária.

A maioria dos modelos inflacionários propõe um campo escalar denominado campo do ínflaton , com propriedades necessárias para ter (pelo menos) dois estados de vácuo.

Não se sabe exatamente quando terminou a época inflacionária, mas acredita-se que tenha ocorrido entre 10 −33 e 10 −32 segundos após o Big Bang. A rápida expansão do espaço significava que quaisquer partículas elementares potenciais (ou outros artefatos indesejados, como defeitos topológicos) remanescentes do tempo antes da inflação agora estavam distribuídas de forma muito tênue pelo universo.

Quando o campo do ínflaton se reconfigurou no estado de vácuo de baixa energia que observamos atualmente, a enorme diferença de energia potencial foi liberada na forma de uma mistura densa e quente de quarks, anti-quarks e glúons ao entrar na época eletrofraca .

Detecção via polarização da radiação de fundo de microondas cósmica

Uma abordagem para confirmar a época inflacionária é medir diretamente seu efeito na radiação Cosmic Microwave Background (CMB). O CMB é polarizado muito fracamente (a um nível de alguns μK ) em dois modos diferentes chamados de modo E e modo B (análogo ao campo E e campo B na eletrostática ). A polarização do modo E vem do espalhamento Thomson comum , mas o modo B pode ser criado por dois mecanismos: 1) da lente gravitacional dos modos E; ou 2) de ondas gravitacionais decorrentes da inflação cósmica. Se a polarização de modo B das ondas gravitacionais puder ser medida, ela fornecerá evidências diretas de apoio à inflação cósmica e poderá eliminar ou apoiar vários modelos de inflação com base no nível detectado.

Em 17 de março de 2014, os astrofísicos da colaboração BICEP2 anunciaram a detecção de polarização de modo B atribuída a ondas gravitacionais relacionadas à inflação , que pareciam apoiar a inflação cosmológica e o Big Bang , no entanto, em 19 de junho de 2014 eles reduziram o nível de confiança de que o As medições do modo B foram, na verdade, de ondas gravitacionais e não de ruído de fundo de poeira.

A espaçonave Planck possui instrumentos que medem a radiação CMB com um alto grau de sensibilidade (57 nK). Após a descoberta do BICEP, os cientistas de ambos os projetos trabalharam juntos para analisar ainda mais os dados de ambos os projetos. Essa análise concluiu com um alto grau de certeza que o sinal BICEP original pode ser inteiramente atribuído à poeira na Via Láctea e, portanto, não fornece evidências de uma forma ou de outra para apoiar a teoria da época inflacionária.

Veja também

Notas

Referências

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