Hola Carlos,
Buen punto, no soy un astrofisico, solo mantengo un humilde titulo de maestria en salud publica.
No es la primera vez que me preguntan esto, y me he educado un poco en datos que provienen de astrofisicos de fuentes de la NASA.
Por el problema del Horizonte que expones de wikipedia...
Comparando la superficie de una pelota de fútbol puede ser obvio que esta superficie sea curva cuando se observa. Sin embargo, si la pelota es ampliada al tamaño de nuestro planeta, parece ser mas plana, a pesar de que sigue siendo un ámbito de mayor escala. Ahora con el el aumento del tamaño a escalas astronómicas. parece ser plana, a pesar de que podría haber sido muy curvada para empezar. La inflación se extiende a cualquier curvatura inicial del universo de 3 dimensiones de el horizonte cercano.
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Traducido por google.
UNA EXPOSICIÓN SOBRE COSMOLOGIA INFLACIONARIA.
¿Por qué es el universo tan homogéneo e isótropo a gran escala? La radiación en los lados opuestos del universo observable hoy parecen ser uniformes en la temperatura. Sin embargo, no hubo tiempo suficiente en el pasado por los fotones para comunicar su temperatura a los lados opuestos del universo visible (es decir, establecer el equilibrio térmico). Tenga en cuenta el radio comóviles de las partes causalmente relacionada del universo en el momento de la recombinación en comparación con el radio comóviles en la actualidad, que se encuentra de la ecuación (6) (recuerde = c = 1).
Esto significa que una porción mucho más grande del universo es visible hoy en día, que era visible en la recombinación cuando el CBR fue «liberado». Así que la paradoja es como el CBR se hizo homogénea a 1 parte en 105 como lo discutimos en la Parte II. No había tiempo para el equilibrio térmico a alcanzar. De hecho, todas las regiones separadas por más de 2 grados en el cielo hoy habría sido causalmente desconectados en el momento de la desvinculación [29].
Este argumento puede ser un poco más cuantitativa por la consideración de la entropía, S, lo que indica el número de estados dentro del modelo. Esto puede ser usado como una medida del tamaño del horizonte de partículas [5].
Donde MPL es la masa de Planck, s es la densidad de entropía, g * es la degeneración de las partículas, y z es el corrimiento al rojo. Estas ecuaciones para la entropía de la radiación en un horizonte dominado (43) y el universo dominado por materia (44), se presentan sólo para motivar a las siguientes estimaciones. Para obtener una explicación por favor consulte [5].
En el momento de la recombinación (z 1100), cuando el universo era la materia dominada, la ecuación (44) da un valor de alrededor de 1083 los estados. En comparación con un valor actual de 1088 los estados, esto es diferente en un factor de 105. Por lo tanto, hay aproximadamente 105 regiones causalmente desconectados de tenerse en cuenta en el universo observable hoy en día. El Big Bang caliente ofrece ninguna solución para esta paradoja, sobre todo porque se supone que es una adiabática (entropía constante) de expansión.
Fuente:
http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Watson/Watson4_1.html
http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Watson/Watson_contents.html
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Por el problema del Horizonte que expones de wikipedia...
Comparando la superficie de una pelota de fútbol puede ser obvio que esta superficie sea curva cuando se observa. Sin embargo, si la pelota es ampliada al tamaño de nuestro planeta, parece ser mas plana, a pesar de que sigue siendo un ámbito de mayor escala. Ahora con el el aumento del tamaño a escalas astronómicas. parece ser plana, a pesar de que podría haber sido muy curvada para empezar. La inflación se extiende a cualquier curvatura inicial del universo de 3 dimensiones de el horizonte cercano.
El problema del horizonte no tiene que ver con la curvatura de una superficie, sino que se refiere a cómo es que el universo, siendo tan extenso, llegó a ser tan isótropo, si es que aceptamos que emergió de una explosión en un sólo punto inicial. La luz viaja en línea recta, es algo sencillo, no puede llegar a los extremos antes que a los puntos medios...
Dado que la inflación se supone de un estallido de expansión exponencial en los inicios del universo, se deduce que las regiones distantes eran en realidad mucho más cerca antes de que la inflación de lo que habría sido sólo con la expansión estándar del Big Bang. Por lo tanto, estas regiones podrían haber estado en contacto causal con anterioridad a la inflación y podría haber alcanzado una temperatura uniforme.
La inflación permite la existencia de monopolos magnéticos, siempre y cuando se produjeron antes del período de la inflación. Durante la inflación, la densidad de monopolos cae exponencialmente, por lo que su abundancia se reduce a niveles indetectables.
Como beneficio adicional, la inflación también explica el origen de la estructura en el universo. Antes de la inflación, la porción del universo que podemos observar hoy fue microscópica, y la fluctuación cuántica en la densidad de la materia en estas escalas microscópicas ampliado a escalas astronómicas durante la inflación. Durante los próximos varios cientos de millones de años, las regiones de mayor densidad condensada en estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias.
Sin embargo, mientras que la noción básica de un Universo en expansión está bien establecida, por eso indico claramente que Camaranero tiene cierto apoyo en lo que dice. Las preguntas fundamentales seguiran viniendo, y mas en focus sobre los primeros tiempos, donde una expansión casi exponencial de inflación se propone. explicando muchas cuestiones cosmológicas. Sin embargo, hay otras teorías. La inflación puede haber generado ondas gravitacionales que, en algunos casos puede ser detectada indirectamente midiendo la polarización del fondo cosmico de microondas. Las fuentes expuestas explican lo mismo.
Saludos-
