Congreso Colombiano de Astronomía y Astrofísica - 2012

Escenario del Curvatón Vectorial

Not scheduled

Grupo Halley (Universidad Industrial de Santander)

Carteles

Speaker

Mrs Andrés Américo Navarro León (Escuela de Física, Universidad Industrial de Santander, Ciudad universitaria, Bucaramanga 680002, Colombia.)

Description

El modelo cosmológico estándar actual, el cual está conformado por el modelo del Big Bang y la inflación cósmica, ha sido, hasta el momento, la herramienta para entender que el Universo surgió de un estado denso y caliente, y comprender su origen y evolución. Con respecto al modelo del Big Bang, éste da cuenta de la expansión del Universo, la generación de la radiación cósmica de fondo (RCF), la abundancia de los elementos ligeros (formados en el Universo temprano en el proceso de nucleosíntesis durante el Big Bang) y la edad del Universo. Entre tanto, la inflación cosmológica soluciona o alivia algunos problemas de ajustes de las condiciones iniciales del Big Bang: el problema de horizonte, el problema de planitud, y el problema de las reliquias no deseadas. Inflación se refiere a un periodo de expansión acelerada del Universo temprano; como consecuencia de esta expansión, el Universo adoptó las propiedades de homogeneidad e isotropía, lo cual, en principio, es incoherente con la generación de estructura a gran escala; en consecuencia, es inevitable que exista una desviación de la uniformidad, lo que puede dar lugar a dichas estructuras. En efecto, se requiere una perturbación primordial en la densidad (PPD) para que se dé origen a la formación de las estructuras a gran escala. La PPD se refleja en la RCF a través del efecto Sachs-Wolfe primordial [1], el cual establece que la luz proveniente de la RCF se desplaza al rojo cuando atraviesa zonas con sobredensidades de energía; esto se manifiesta en una relación directa entre la amplitud de la PPD y la perturbación primordial de la temperatura de RCF, la cual, a su vez, está relacionada con la perturbación primordial en la curvatura. A su vez, durante la época inflacionaria, se fija un valor a las fluctuaciones cuánticas de los campos que dominan durante inflación, ocasionando que estas fluctuaciones adquieran un carácter clásico; la naturaleza de tales campos puede ser escalar, vectorial, o inclusive espinorial. Aunque la PPD parece ser muy pequeña, las simulaciones numéricas, enfocadas en la formación de la estructura a gran escala, han mostrado que es suficiente para generar la estructura a gran escala presente en el Universo. La forma usual de generar la PPD es a partir de campos escalares; la ventaja de trabajar desde este punto de vista radica en el hecho de que estos campos preservan la homogeneidad e isotropía en el Universo; la desventaja es la doble tarea que deben desempeñar: generar un período inflacionario y generar la PPD. Por esto, se han planteado diferentes alternativas para generar toda o parte de la perturbación primordial en la curvatura [2]; las posibilidades incluyen múltiples campos escalares, en el precalentamiento, en el recalentamiento, y en un segundo recalentamiento a través del mecanismo del curvatón [3]. En este último escenario, el campo denominado curvatón sólo se encarga de generar la perturbación en la curvatura, por lo cual, su contribución a la densidad de energía total del Universo durante inflación será despreciable. Es después de inflación cuando el curvatón empieza a tener un papel relevante en la generación de la perturbación primordial en la curvatura ya que su contribución a la densidad de energía comienza a ser apreciable; por esta razón, el escenario del curvatón proporciona una ayuda para los modelos de campos escalares como generadores de inflación, liberándolos de la doble tarea (generar inflación y generar la perturbación en la curvatura). Por otro lado, la precisión con que la sonda WMAP ha explorado el mapa de las variaciones angulares de la RCF, en donde se han encontrado anomalías [4], muestra que las observaciones podrían estar en desacuerdo con los modelos construidos a partir de campos escalares ya que las mencionadas anomalías sugieren una dirección preferencial, mediante la cual la idea de un Universo isótropo carece de sentido; en consecuencia, los modelos construidos a partir de campos escalares no son capaces de describir esta característica de la RCF. Es en este punto cuando los campos vectoriales comienzan a tener un rol importante; la ventaja radica en que los campos vectoriales, por su propia naturaleza, poseen intrínsecamente la dirección preferencial que se requiere. El escenario a tratar en esta charla corresponde a la posibilidad de que la perturbación primordial en la curvatura sea generada por un campo vectorial masivo, inspirado en el modelo del curvatón, con un término cinético no canónico en la acción que crece durante inflación, al igual que la masa [5,6,7]. Se demuestra que el espectro de las perturbaciones del campo vectorial es invariante de escala (es decir, que no depende del número de onda k) en el régimen de superhorizonte mediante una elección adecuada de la función cinética. En el caso de que el campo vectorial sea ligero al final de inflación, se encuentra que puede producir la anisotropía estadística en el espectro de la perturbación en la curvatura a expensas de que el campo vectorial sólo pueda generar una fracción de la perturbación en la curvatura. Por otra parte, si el campo vectorial es pesado al final de inflación, la producción de partículas es aproximadamente isótropa, y el campo vectorial puede ser el único generador de la perturbación curvatura sin necesidad de involucrar a un campo escalar fundamental. [1] R. K. Sachs and A. M. Wolfe, Astrophys. J. 147, 73 (1967). [2] D. H. Lyth and A. R. Liddle, The primordial density perturbation: Cosmology, inflation, and the origin of structure, Cambridge University Press, Cambridge-UK, 2009. [3] D. H. Lyth, C. Ungarelli, and D. Wands, Phys. Rev. D 67, 023503 (2003). [4] N. E. Groeneboom, L. Ackerman, I. K. Wehus, and H. K. Eriksen, Astrophys. J. 722, 452 (2010). [5] K. Dimopoulos, Phys. Rev. D 76, 063506 (2007). [6] K. Dimopoulos, M. Karciauskas, and J. M. Wagstaff, Phys. Rev. D 81, 023522 (2010). [7] K. Dimopoulos, M. Karciauskas, and J. M. Wagstaff, Phys. Lett. B 683, 298 (2010).