miércoles, 12 de enero de 2022

Esta es la razón por la que los físicos sospechan que es muy probable que exista el Multiverso

Una idea salvaje y convincente sin una prueba práctica directa, el Multiverso es muy controvertido. Pero sus pilares de apoyo seguro que son estables.

La teoría de la inflación cósmica predice un multiverso: una enorme cantidad de Universos que experimentan Big Bangs calientes, pero cada una de esas regiones donde ocurre un Big Bang están completamente separadas entre sí, con nada más que un espacio inflado continuamente entre ellas. No podemos detectar estos otros Universos, pero su existencia puede no ser evitable en el contexto de la inflación. (Crédito: Geraint Lewis y Luke Barnes).


CONCLUSIONES CLAVE

  • Una de las teorías más exitosas de la ciencia del siglo XX es la inflación cósmica, que precedió y estableció el Big Bang caliente.
  • También sabemos cómo funcionan generalmente los campos cuánticos, y si la inflación es un campo cuántico (que sospechamos firmemente que lo es), entonces siempre habrá más espacio "todavía inflado" por ahí.
  • Cuando y donde sea que termine la inflación, obtienes un Big Bang caliente. Si la inflación y la teoría cuántica de campos son correctas, un Multiverso es imprescindible.


Cuando miramos el Universo hoy, simultáneamente nos cuenta dos historias sobre sí mismo. Una de esas historias está escrita sobre cómo se ve el Universo hoy, e incluye las estrellas y las galaxias que tenemos, cómo están agrupadas y cómo se mueven, y de qué ingredientes están hechas. Esta es una historia relativamente sencilla y que hemos aprendido simplemente observando el Universo que vemos.

Pero la otra historia es cómo el Universo llegó a ser como es hoy, y esa es una historia que requiere un poco más de trabajo para descubrir. Claro, podemos mirar objetos a grandes distancias, y eso nos dice cómo era el Universo en el pasado distante: cuando se emitió por primera vez la luz que llega hoy. Pero necesitamos combinar eso con nuestras teorías del Universo, las leyes de la física en el marco del Big Bang, para interpretar lo que ocurrió en el pasado. Cuando hacemos eso, vemos evidencia extraordinaria de que nuestro Big Bang caliente fue precedido y establecido por una fase anterior: la inflación cósmica. Pero para que la inflación nos dé un Universo consistente con lo que observamos, hay un apéndice inquietante que viene con el viaje: un multiverso. He aquí por qué los físicos afirman abrumadoramente que debe existir un multiverso.

En la década de 1920, la evidencia se volvió abrumadora de que las copiosas espirales y elípticas en el cielo no solo eran galaxias enteras en sí mismas, sino que cuanto más lejos se determinaba que estaba una galaxia, mayor era la cantidad a la que su luz se desplazaba sistemáticamente hacia longitudes de onda más largas. Si bien inicialmente se sugirió una variedad de interpretaciones, todas se desvanecieron con evidencia más abundante hasta que solo quedó una: el Universo mismo estaba experimentando una expansión cosmológica, como una hogaza de pan de pasas con levadura, donde se incrustaron objetos unidos como galaxias (por ejemplo, pasas) en un Universo en expansión.

Si el Universo se está expandiese hoy, y la radiación dentro de él se estaba desplazando hacia longitudes de onda más largas y energías más bajas, en el pasado, el Universo debe haber sido más pequeño, más denso, más uniforme y más caliente. Mientras cualquier cantidad de materia y radiación sea parte de este Universo en expansión, la idea del Big Bang arroja tres predicciones explícitas y genéricas:

  1. una red cósmica a gran escala cuyas galaxias crecen, evolucionan y se agrupan más ricamente con el tiempo,
  2. un fondo de baja energía de radiación de cuerpo negro, remanente de cuando los átomos neutros se formaron por primera vez en el Universo primitivo y caliente,
  3. y proporciones específicas de los elementos más livianos (hidrógeno, helio, litio y sus diversos isótopos) que existen incluso en regiones que nunca han formado estrellas.

Estas tres predicciones han sido confirmadas por observación, y es por eso que el Big Bang reina supremamente como nuestra principal teoría del origen de nuestro Universo, así como por qué todos sus otros competidores se han desmoronado. Sin embargo, el Big Bang solo describe cómo era nuestro Universo en sus primeras etapas; no explica por qué tenía esas propiedades. En física, si conoce las condiciones iniciales de su sistema y cuáles son las reglas que obedece, puede predecir con extrema precisión (hasta los límites de su poder de cómputo y la incertidumbre inherente a su sistema) cómo evolucionará arbitrariamente hasta el final en el futuro.

Pero, ¿qué condiciones iniciales necesitaba tener el Big Bang en su inicio para darnos el Universo que tenemos? Es un poco sorprendente, pero lo que encontramos es que:

  • tenía que haber una temperatura máxima significativamente (alrededor de un factor de ~ 1000, al menos) más baja que la escala de Planck, que es donde se rompen las leyes de la física,
  • el Universo tuvo que haber nacido con fluctuaciones de densidad de aproximadamente la misma magnitud de todas las escalas,
  • la tasa de expansión y la densidad total de materia y energía deben haberse equilibrado casi perfectamente: al menos a ~30 dígitos significativos,
  • debe haber nacido con las mismas condiciones iniciales (misma temperatura, densidad y espectro de fluctuaciones) en todos los lugares, incluso en los causalmente desconectados,
  • y su entropía debe haber sido mucho, mucho más baja de lo que es hoy, por un factor de trillones sobre trillones.

Cada vez que nos enfrentamos a una cuestión de condiciones iniciales, básicamente, ¿por qué nuestro sistema comenzó de esta manera? — solo tenemos dos opciones. Podemos apelar a lo incognoscible, diciendo que es así porque es la única forma en que podría haber sido y no podemos saber nada más, o podemos tratar de encontrar un mecanismo para establecer y crear las condiciones que conocemos. necesitábamos tener. Ese segundo camino es lo que los físicos llaman "apelar a la dinámica", donde intentamos idear un mecanismo que haga tres cosas importantes.

  1. Tiene que reproducir todos los éxitos que produce el modelo que está tratando de reemplazar, el caliente Big Bang en este caso. Todas esas piedras angulares anteriores deben surgir de cualquier mecanismo que propongamos.
  2. Tiene que explicar lo que el Big Bang no puede: las condiciones iniciales con las que comenzó el Universo. Estos problemas que permanecen sin explicación dentro del Big Bang solo deben ser explicados por cualquier idea novedosa que surja.
  3. Y tiene que hacer nuevas predicciones que difieran de las predicciones de la teoría original, y esas predicciones deben conducir a una consecuencia que sea de alguna manera observable, comprobable y/o medible.

La única idea que hemos tenido que cumplía con estos tres criterios era la teoría de la inflación cósmica, que ha logrado éxitos sin precedentes en los tres frentes.

Lo que básicamente dice la inflación es que el Universo, antes de que fuera caliente, denso y lleno de materia y radiación por todas partes, estaba en un estado en el que estaba dominado por una gran cantidad de energía que era inherente al espacio mismo: algún tipo de energía de energía de campo o de vacío. Solo que, a diferencia de la energía oscura actual, que tiene una densidad de energía muy pequeña (el equivalente a aproximadamente un protón por metro cúbico de espacio), la densidad de energía durante la inflación fue tremenda: ¡unas 1025 veces mayor que la energía oscura actual!

La forma en que el Universo se expande durante la inflación es diferente de lo que estamos familiarizados. En un Universo en expansión con materia y radiación, el volumen aumenta mientras que el número de partículas permanece igual y, por lo tanto, la densidad disminuye. Dado que la densidad de energía está relacionada con la tasa de expansión, la expansión se ralentiza con el tiempo. Pero si la energía es intrínseca al espacio mismo, entonces la densidad de energía permanece constante, al igual que la tasa de expansión. El resultado es lo que conocemos como expansión exponencial, donde después de un período de tiempo muy pequeño, el Universo duplica su tamaño, y luego de ese tiempo pasa nuevamente, se duplica nuevamente, y así sucesivamente. En muy poco tiempo, una pequeña fracción de segundo, una región que inicialmente era más pequeña que la partícula subatómica más pequeña puede estirarse para ser más grande que todo el Universo visible en la actualidad.

Durante la inflación, el Universo se estira a tamaños enormes. Esto logra una gran cantidad de cosas en el proceso, entre ellas:

  • estirar el Universo observable, independientemente de cuál sea su curvatura inicial, para que sea indistinguible de plano,
  • tomando las condiciones iniciales que existieron en la región que comenzó a inflarse y extendiéndolas por todo el Universo visible,
  • crear fluctuaciones cuánticas minúsculas y extenderlas por todo el Universo, de modo que sean casi iguales en todas las escalas de distancia, pero de una magnitud ligeramente menor en escalas más pequeñas (cuando la inflación está a punto de terminar),
  • convertir toda esa energía de campo "inflacionaria" en materia y radiación, pero solo hasta una temperatura máxima que está muy por debajo de la escala de Planck (pero comparable a la escala de energía inflacionaria),
  • creando un espectro de fluctuaciones de densidad y temperatura que existen en escalas mayores que el horizonte cósmico, y que son adiabáticos (de entropía constante) y no isotérmicos (de temperatura constante) en todas partes.

Esto reproduce los éxitos del Big Bang caliente no inflacionario, proporciona un mecanismo para explicar las condiciones iniciales del Big Bang y hace una serie de predicciones novedosas que difieren de un comienzo no inflacionario. A partir de la década de 1990 y hasta el día de hoy, las predicciones del escenario inflacionario concuerdan con las observaciones, a diferencia del Big Bang caliente no inflacionario.

La cuestión es que hay una cantidad mínima de inflación que debe ocurrir para reproducir el Universo que vemos, y eso significa que hay ciertas condiciones que la inflación debe satisfacer para tener éxito. Podemos modelar la inflación como una colina, donde mientras permaneces en la cima de la colina, te inflas, pero tan pronto como bajas al valle, la inflación llega a su fin y transfiere su energía a la materia y la radiación.

Si hace esto, encontrará que hay ciertas "formas de colinas", o lo que los físicos llaman "potenciales", que funcionan y otras que no. La clave para que funcione es que la cima de la colina debe tener una forma lo suficientemente plana. En términos simples, si piensas en el campo inflacionario como una pelota en la cima de esa colina, debe rodar lentamente durante la mayor parte de la inflación, solo aumentando la velocidad y rodando rápidamente cuando ingresa al valle, poniendo fin a la inflación. Hemos cuantificado la lentitud con la que debe moverse la inflación, lo que nos dice algo sobre la forma de este potencial. Siempre que la parte superior sea lo suficientemente plana, la inflación puede funcionar como una solución viable para el comienzo de nuestro Universo.

Pero ahora, aquí es donde las cosas se ponen interesantes. La inflación, como todos los campos que conocemos, tiene que ser un campo cuántico por su propia naturaleza. Eso significa que muchas de sus propiedades no están exactamente determinadas, sino que tienen una distribución de probabilidad. Cuanto más tiempo dejes pasar, mayor será la cantidad que se reparta la distribución. En lugar de hacer rodar una bola con forma de punto cuesta abajo, en realidad estamos haciendo rodar una función de onda de probabilidad cuántica cuesta abajo.

Simultáneamente, el Universo se está inflando, lo que significa que se está expandiendo exponencialmente en las tres dimensiones. Si tuviéramos que tomar un cubo de 1 por 1 por 1 y llamarlo "nuestro Universo", entonces podríamos ver ese cubo expandirse durante la inflación. Si toma una pequeña cantidad de tiempo para que el tamaño de ese cubo se duplique, entonces se convierte en un cubo de 2 por 2 por 2, que requiere 8 de los cubos originales para llenarse. Permita que transcurra la misma cantidad de tiempo, y se convierte en un cubo de 4 por 4 por 4, que necesita 64 cubos originales para llenar. Deje que ese tiempo transcurra nuevamente, y es un cubo de 8 por 8 por 8, con un volumen de 512. Después de solo alrededor de ~100 "veces de duplicación", tendremos un Universo con aproximadamente 1090 cubos originales.

Hasta ahora tan bueno. Ahora, digamos que tenemos una región donde esa bola cuántica inflacionaria rueda hacia el valle. La inflación termina ahí, ese campo de energía se convierte en materia y radiación, y ocurre algo que conocemos como un Big Bang caliente. Esta región puede tener una forma irregular, pero se requiere que se produzca suficiente inflación para reproducir los éxitos de observación que vemos en nuestro Universo.

La pregunta es, entonces, ¿qué sucede fuera de esa región?

Aquí está el problema: si exige que obtenga suficiente inflación para que nuestro Universo pueda existir con las propiedades que vemos, entonces, fuera de la región donde termina la inflación, la inflación continuará. Si pregunta "¿cuál es el tamaño relativo de esas regiones?", encuentra que si desea que las regiones donde termina la inflación sean lo suficientemente grandes para ser consistentes con las observaciones, entonces las regiones donde no termina son exponencialmente más grandes y la disparidad empeora a medida que pasa el tiempo. Incluso si hay un número infinito de regiones donde termina la inflación, habrá una infinidad mayor de regiones donde persiste. Además, las diversas regiones donde termina, donde ocurren los Big Bangs calientes, estarán causalmente desconectadas, separadas por más regiones de espacio inflado.

En pocas palabras, si cada Big Bang caliente ocurre en un Universo de "burbujas", entonces las burbujas simplemente no chocan. Terminamos con un número cada vez mayor de burbujas desconectadas a medida que pasa el tiempo, todas separadas por un espacio eternamente inflado.

Eso es lo que es el multiverso y por qué los científicos aceptan su existencia como la posición predeterminada. Tenemos evidencia abrumadora del Big Bang caliente, y también de que el Big Bang comenzó con un conjunto de condiciones que no tienen una explicación de facto. Si añadimos una explicación para ello, la inflación cósmica, entonces ese espacio-tiempo inflado que se estableció y dio lugar al Big Bang hace su propio conjunto de predicciones novedosas. Muchas de esas predicciones se confirman mediante la observación, pero también surgen otras predicciones como consecuencia de la inflación.

Uno de ellos es la existencia de una miríada de Universos, de regiones desconectadas, cada una con su propio Big Bang caliente, que comprenden lo que conocemos como un multiverso cuando los tomas todos juntos. Esto no significa que los diferentes Universos tengan diferentes reglas o leyes o constantes fundamentales, o que todos los posibles resultados cuánticos que puedas imaginar ocurran en algún otro lugar del multiverso. Ni siquiera significa que el multiverso sea real, ya que esta es una predicción que no podemos verificar, validar o falsificar. Pero si la teoría de la inflación es buena, y los datos dicen que lo es, un multiverso es casi inevitable.

Puede que no le guste, y realmente puede que no le guste cómo algunos físicos abusan de la idea, pero hasta que aparezca una alternativa mejor y viable a la inflación, el multiverso está aquí para quedarse. Ahora, al menos, entiendes por qué.

Traducido de: https://bigthink.com/starts-with-a-bang/physicists-multiverse-exists/

miércoles, 8 de abril de 2020

Interferencia en películas delgadas

Objetivos de aprendizaje.

Discuta la formación del arco iris en películas delgadas.

Los colores brillantes que se ven en una mancha de aceite que flota en el agua, o en una burbuja de jabón iluminada por el Sol, son causados ​​por el fenómeno de la interferencia. Los colores más brillantes son aquellos en donde se produce interferencia constructiva. Esta interferencia es entre la luz reflejada desde diferentes superficies de una película delgada; por lo tanto, este efecto se conoce como interferencia de película delgada. Como se observó anteriormente, los efectos de interferencia son más notorios cuando la luz interactúa con algo que tiene un tamaño similar a su longitud de onda. Una película delgada es aquella que tiene un espesor t menor que unas pocas veces la longitud de onda de la luz, λ. Dado que el color está asociado indirectamente con λ y dado que toda interferencia depende de alguna manera de la relación de λ al tamaño del objeto involucrado, deberíamos esperar ver diferentes colores para diferentes espesores de una película, como en el gráfico mostrado en la figura inferior (estas burbujas de jabón exhiben colores brillantes cuando se exponen a la luz solar).


¿Qué causa la interferencia de película delgada?


La figura superior muestra cómo la luz reflejada desde las superficies superior e inferior de una película puede interferir. La luz incidente se refleja solo parcialmente en la superficie superior de la película (rayo 1). El resto ingresa a la película y se refleja parcialmente en la superficie inferior. Parte de la luz reflejada en la superficie inferior puede emerger desde la parte superior de la película (rayo 2) e interferir con la luz reflejada desde la parte superior (rayo 1). Dado que el rayo que ingresa a la película recorre una mayor distancia, puede estar en fase o fuera de fase con el rayo reflejado desde la parte superior.
Sin embargo, considere por un momento, nuevamente, las burbujas de la primera figura. Las burbujas son más oscuras donde son más delgadas. Además, si observa cuidadosamente una burbuja de jabón, notará que se oscurece en el punto donde se rompe. Para películas muy delgadas, la diferencia trayectorias del rayo 1 y el rayo 2 en la figura superior es insignificante; entonces, ¿por qué deberían interferir destructivamente y no constructivamente? La respuesta es que puede ocurrir un cambio de fase tras la reflexión. La regla es la siguiente:

Cuando la luz se refleja desde un medio que tiene un índice de refracción mayor que el del medio en el que viaja, un cambio de fase a 180º (o un cambio a λ/2) ocurre.

La luz que golpea una película delgada se refleja parcialmente (rayo 1) y se refracta parcialmente en la superficie superior. El rayo refractado se refleja parcialmente en la superficie inferior y emerge como rayo 2. Estos rayos interferirán de una manera que dependerá del grosor de la película y los índices de refracción de los diversos medios.
Si la película en la figura anterior es una burbuja de jabón (esencialmente agua con aire en ambos lados), entonces hay un cambio λ/2 para el rayo 1 y ninguno para el rayo 2. Por lo tanto, cuando la película es muy delgada, el la diferencia de camino entre los dos rayos es insignificante, están exactamente fuera de fase y se producirán interferencias destructivas en todas las longitudes de onda, por lo que la burbuja de jabón estará oscura aquí.
El grosor de la película en relación con la longitud de onda de la luz es el otro factor crucial en la interferencia de la película delgada. El rayo 2 en figura anterior recorre una distancia mayor que el rayo 1. Para la luz incidente perpendicular a la superficie, el rayo 2 recorre una distancia de aproximadamente 2t más lejos que el rayo 1. Cuando esta distancia es un múltiplo integral o medio integral de la longitud de onda en el medio (λn = λ/n, donde λ es la longitud de onda en el vacío n es el índice de refracción), se produce una interferencia constructiva o destructiva, dependiendo también de si hay un cambio de fase en rayo.

Fuente:
https://opentextbc.ca/physicstestbook2/chapter/thin-film-interference/

martes, 24 de diciembre de 2019

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