A horcajadas en el Tiempo

(El Escenario Cosmológico)
Para el escenario cosmológico se considera como uno de los supuestos la existencia en el universo de campos
escalares homogéneos asociados a densidades de energía ρ s y las presiones P s , enlazadas por la ecuación de estado P s =
−ρ s . La ley de expansión está dada entonces por:
[16.03.08.01-1]
( dR / dt ) 2 / R 2 = H 2 = 8πG ( ρ T + ρ 5 ) / 3
Para la componente radiactiva, la densidad de energía de la radiación es ρΤ ∝ Τ 4 . El campo escalar corresponde a
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una partícula de masa ms . Su correspondiente densidad energética es de ρs ∝ ms . De ahí:
[16.03.08.01-2]
.
( dR / dt ) 2 / R2 ∝ 8πG ( T 4 4
+ ms ) / 3
En el principio, cuando T › m s , la energía térmica domina y la expansión es de tipo Friedmann-Lemaître: R ∝ t 1/2 .
Ahora bien, cuando T ≈ m s , la densidad energética gana espacio y el factor de escala se incrementa exponencialmente:
[16.03.08.01-3]
R ∝ exp ( t / τ s ); τ s ≈ ( 8π Gρ s / 3 ) –1/2 .
Por lo tanto, la temperatura disminuye como T ∝ 1 / R ∝ exp ( – t / τ s ) (ver figura 16.03.02.02). Para un mejor
entendimiento de este desarrollo, considérese que en las unidades de Planck se tiene: τ s / t pl = ( m pl / m s ) 2
EL RECALENTAMIENTO
En el marco de un modelo inflacionario simplificado, la fase de recalentamiento tendría un período de tiempo
indefinido, debido a que la densidad ρs es constante. Lo anterior, se da por que se trata de partículas escalares que
interactúan con las otras partículas. Esta interacción genera, en función de la intensidad de acoplamiento, su desintegración
en fotones, electrones, neutrinos, etc., y alguna otro especie aún no conocida. La densidad de energía ρs asociada a estas
partículas de disipa en energía térmica ρT . Dado lo anterior, la temperatura del cosmos, de nuevo, se incrementa
rápidamente, pudiendo llegar a alcanzar una temperatura ( T ≈ ms ), o sea, muy cercana a la que reinaba cuando comenzó
el período inflacionario.
La creación de fotones ( Δn ∝ T 3 ≈ m s 3 ) incrementa significativamente la entropía cósmica, provocando una
dilución relativa de algunos componentes, como los monopolos magnéticos y los agujeros negros. Ello, explicaría la débil
densidad que comportan en relación con la de los fotones.
Ahora bien, una vez disipada la energía de las partículas escalares asociadas a fotones, la energía térmica vuelve a
ser dominante en el proceso de expansión del cosmos y, con ello, retoma su rol el modelo de Friedmann-Lemaître.
Aclaremos que la física nos permite distinguir, por lo menos, tres fases durante el período inflacionario del universo
primigenio (figura f-16.03.08.01.2). Sin embargo, ello no descarta que, en forma paralela, hayan sucedido algunos otros
sucesos semejantes. Asimismo, podrían otros producirse en el futuro.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-16_03-08-01.htm (2 of 4)29/12/2004 23:57:29