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Implications of non standard scenarios in Cosmology and the very early Universe

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Implications of non standard scenarios in Cosmology and the very early Universe

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dc.contributor.advisor Barenboim Szuchman, Gabriela Alejandra
dc.contributor.author Rasero Daparte, Javier
dc.contributor.other Departament de Fisica Teòrica es_ES
dc.date.accessioned 2014-06-27T06:42:39Z
dc.date.available 2014-09-26T06:10:03Z
dc.date.issued 2014
dc.date.submitted 30-06-2014 es_ES
dc.identifier.uri http://hdl.handle.net/10550/36655
dc.description.abstract Está ampliamente aceptado hoy en día que el marco teórico del Universo está formado por el Modelo Estándar de las interacciones fundamentales y el modelo cosmológico del Big Bang. El primero es responsable de la descripción de la naturaleza a la escala del tamaño de las partículas, mientras que el segundo da lugar a la dinámica y evolución del Universo a nivel macroscópico. Es tal el éxito de ambos modelos que generalmente sirven como punto de partida para cualquier extensión teórica. La Cosmología se encarga del estudio del origen, evolución y destino del Universo. A este nivel macroscópico, la dinámica del Universo puede ser explicada mediante Relatividad General, lo que hace que cualquier modelo cosmológico quede definido por las componentes del Universo y su geometría del espacio-tiempo. Como es costumbre, la construcción de cualquier modelo físico se encuentra promovido por ciertas evidencias observacionales. En el caso del Universo en su conjunto, la expansión de éste y su isotropía y homogeneidad a grandes escalas suponen sus pilares básicos. Ambas evidencias dan lugar al Modelo del Big Bang, que se puede considerar como el modelo estándar en Cosmología. Dicho modelo está basado en la métrica de Friedmann-Robertson-Walker que, combinándola con la consideración del contenido de partículas en fluidos perfectos, proporciona una descripción ajustada del Universo. De acuerdo a esto, el Universo nació de una singularidad hace 13.000 millones de años y empezó entonces a expandirse rápidamente. A medida que se expandía, el Universo se enfrió lo suficiente para permitir la formación de los primeros núcleos atómicos y elementos ligeros, hechos que se produjeron en el instante de la historia del Universo conocido como Big Bang Nucleosíntesis. Es importante aclarar que es tal el grado de concordancia del modelo del Big Bang con dicho momento que supone una de las pruebas más robustas del escenario estándar. Por otro lado, el modelo cosmológico del Big Bang también proporciona, mediante un proceso de atracción gravitatoria de materia bariónica, un escenario ideal para la generación de los objetos astronómicos que observamos hoy en día. El único ingrediente que se asume para hacer este marco viable es la existencia de una componente de materia no relativista conocida como ``Materia Oscura'', que apenas interactúa con el resto de partículas y que dominó el Universo algún tiempo después de BBN. La existencia de este tipo de materia fue confirmada por primera vez gracias a la observación de las curvas de rotación de las galaxias y se ha medido recientemente que supone el 26 \% del fluido total del Universo. Finalmente, el marco estándar se completa con la inclusión de un componente llamado ``Energía Oscura'' que es el responsable de la expansión actual acelerada del Universo y que llena el 70% del mismo. Para concluir, la métrica de FLRW junto con la descomposición del fluido del Universo en radiación, materia no relativista (Materia Oscura y bariónica) y Energía Oscura establecen nuestro entendimiento estándar del Universo en su conjunto. No obstante, dicho escenario que consideramos estándar está aún lejos de estar completo. Uno de los problemas más notables tiene que ver con el mismo paradigma de que el Universo es homogéneo e isótropo ya que, dado lo que conocemos sobre la historia térmica del Universo, tales características no se podrían haber alcanzado en el escenario del Big Bang. La explicación más aceptada para resolver esto consiste en la incorporación de un breve periodo de expansión exponencial del Universo justo después del Big Bang conocido como Inflación. Dicho periodo es tan ampliamente aceptado dentro de la comunidad científica que se puede considerar como una componente más dentro del marco teórico estándar aunque su naturaleza y modelo definitivo aún no se hayan encontrado. Además, se suele considerar que inflación está conectado con BBN por un largo periodo de dominación de radiación. Sin embargo, esto es simplemente una asunción sin ninguna evidencia que la confirme así que uno puede explorar alternativas a este escenario estándar y que pueden tener importantes consecuencias. Por tanto, se puede concluir que el rompecabezas general aún no está completo del todo y extensiones al marco generado por el Big Bang tienen que ser incorporadas o al menos merecen que se investiguen. Una mirada al mundo microscópico El modelo Estándar de física de partículas proporciona de manera elegante un marco teórico de la fenomenología por debajo de los 100 GeV's simplemente usando la Teoría cuántica de campos e invocando a argumentos de simetría. La simetría en la que se basa el Modelo Estándar (conocida comúnmente como de gauge) y que determina los operadores que aparecen en su Lagrangiano es SU(3)_c x SU(2)_L x U (1)_Y$, done ``c'' es la carga de color, ``L'' el isospin de levógiro e ``Y'' la hipercarga. Estos operadores mencionados involucran campos cuánticos que están dispuestos de acuerdo a sus números cuánticos, donde cada campo cuántico contiene las partículas físicas organizadas mediante representaciones adecuadas. De esta manera, los quarks vienen representados por los multipletes “Q”, “u” y “d”, siendo estos dos últimos singletes bajo SU(2)_L. Los leptones, por otro lado, vienen representado por L y e_R, ambos singletes bajo SU(3) y e_R también bajo SU(2)_L. Las interacciones entre estos campos vienen dadas por los bosones de gauge, que actúan como portadores de las fuerzas y que aparecen de manera natural debido a la invariancia gauge. El éxito del Modelo Estándar de partículas está fuera de toda duda. No sólo fue capaz en su momento de explicar los fenómenos que se observaban sino que dio lugar a nuevas predicciones que han podido ser confirmadas tiempo después. La última predicción del Modelo Estándar es el bosón de Higgs, responsable del origen de la masa de las partículas y que ha sido recientemente descubierto en el LHC. Sin embargo, a pesar de este gran éxito, aún existen evidencias observaciones que el Modelo Estándar no ha sido capaz de explicar. Entre ellas, me gustaría resaltar las siguientes: el origen de la asimetría bariónica,la naturaleza de la materia oscura y la masa de los neutrinos. La primera cuestión tiene que ver con el hecho de que apenas se encuentra antimateria en el Universo. En principio, el Modelo Estándar posee todos los ingredientes necesarios para explicar esta asimetría entre materia y antimateria, pero es incapaz de generarla debido a los valores de sus parámetros fundamentales. Por otro lado, es ampliamente aceptado que la materia oscura tiene las siguientes características: interacciona débilmente con el resto de partículas y es fría, es decir, que era no relativista cuando se desacopló del baño térmico. Como consecuencia de esto, se puede ver fácilmente dado el contenido de partículas del Modelo Estándar que no existe un candidato plausible para ser materia oscura. Como comenté anteriormente, el descubrimiento del bosón de Higgs parece ser la explicación de la masa de las partículas. Sin embargo, se vio hace tiempo que los neutrinos también tienen masa y esto no puede ser explicado por el Modelo Estándar (incluso con la simple existencia del HIggs) a no ser que uno extienda el contenido de partículas o recurra a nueva física (masas de tipo Dirac no necesitan nueva física por ejemplo). En resumen, está también claro que la descripción del nivel microscópico todavía está incompleta, por lo que es necesario considerar escenarios que completen al Modelo Estándar. Una estrategia no estándar Como se ha comentado anteriormente, escenarios no convencionales que completen nuestro conocimiento estándar son bien recibidos. En esta Tesis, las consecuencias de algunos de estos escenarios han sido investigadas con el fin de proporcionar algún entendimiento en los problemas aún sin resolver y buscar las trazas observacionales que dichos escenarios no convencionales puedan dejar. De esta forma, dos escenarios han sido propuestos: existencia de compuestos de neutrinos dextrógiros en la época temprana del Universo y la dominación de materia no relativista antes de BBN. La existencia de partículas escalares siempre ha intrigado a la comunidad científica debido a los problemas que surgen de ellas, como por ejemplo la introducción de jerarquías dentro de la teoría. Como consecuencia de esto, se han propuesto muchos modelos en los que las partículas escalares no son fundamentales sino un compuesto de fermiones, que no presentan problemas de jerarquías. La mayoría de estos trabajos se han centrado en el bosón de Higgs, como por ejemplo en technicolor y sus versiones extendidas. También se han considerado modelos en los que incluso los bosones de gauge podían ser compuestos de fermiones. En todas estas teorías, los problemas con las jerarquías se resuelven mediante la implantación de nueva física desde donde la escala electrodébil aparece de manera natural. Además, en este tipo de escenarios la magnitud de escala electrodébil está bajo control ante las correcciones radiativas. En nuestro caso, nos hemos planteado si el Inflatón también puede ser explicado de esta manera. La escala inflacionaria, cuyo origen puede ser bastante controvertido, se ha medido que está alrededor de los 10^16 GeV. Entonces, nosotros consideramos que el origen de esta escala pueda venir de la existencia de un compuesto de Neutrinos dextrógiros de tipo Majorana ya que, debido a su naturaleza pesada para explicar las masas de los neutrinos por el mecanismo de seesaw, uno podría pensar que las escalas están relacionadas entre ellas. Así, se introduce un operador efectivo que está formado por neutrinos dextrógiros y que es del tipo 4-Fermi, con la introducción de una escala límite por debajo de la cual estos neutrinos condensan en una partícula escalar si se cumple la ecuación de gap. Esta partícula escalar cumple el papel de Inflatón, rompiendo así espontáneamente el número leptónico cuando desarrolla un valor esperado en el vacío. No obstante, este mecanismo no produce un potencial inflacionario y el inflatón entonces no tendría masa. Sim embargo, debido a que los neutrinos dextrógiros de tipo Majorana violan el número leptónico, la simetría también se rompe explícitamente y el compuesto ahora se comporta como un pseudo bosón de Nambu-Goldstone, con un potencial del tipo “Natural Inflation” Además, se puede mostrar fácilmente que la asimetría bariónica puede surgir de manera natural en este modelo. El inflatón, como un un compuesto, puede acoplarse de forma derivativa a la corriente leptónica si CPT se viola, lo que induce un potencial químico diferente para bariones y antibariones. Estas cantidades producen entonces un numero leptónico neto que se puede transformar posteriormente a través de los esfalerones en la asimetría bariónica que observamos. Del lado cosmológico, nos hemos fijado también en el comportamiento del Universo entre Inflación y BBN. Como se demostró en \cite{Barenboim:2008zk}, un periodo de dominación de materia no relativista entre ambos puede jugar un papel similar al escenario descrito por la inflación térmica \cite{Lyth:1995ka} sin la necesidad de introducir una partícula escalar. Nosotros entonces continuamos con esta línea de trabajo estudiando el efecto que un periodo de materia no relativista puede dejar en la transición de fase electrodébil y la formación de estructuras. Una de las razones por las que el Modelo Estándar es incapaz de producir la asimetría bariónica tiene que ver con que la transición de fase electrodébil no es suficientemente de primer orden. Que dicha transición sea suficientemente fuerte depende del conocido límite de esfalerón, que relaciona el valor esperado en el vacío del Higgs y la temperatura crítica. Así, resulta que para que la asimetría bariónica sobreviva después de la transición de fase electrodébil, el límite de esfalerón dictamina que el cociente entre el vacío del Higgs y la temperatura crítica tiene que ser mayor que 1, un límite que puede ser transformado en una restricción en el valor de los parámetros de la teoría. Se puede demostrar fácilmente que el Modelo Estándar no tiene el suficiente número de bosones con el espectro correcto para satisfacer este límite. Entonces, la alternativa que se suele adoptar es la de incrementar el número de bosones en la teoría, lo que refuerza la transición de fase electrodébil. Sin embargo, nuestra estrategia es diferente y demostramos que si se cambia la historia térmica del Universo con la inclusión de un periodo de dominación de materia no relativista, el límite de esfalerón puede ser más laxo y la ventana para la generación de la asimetría bariónica abierta de nuevo. Finalmente, un estadío intermedio de dominación de materia no relativista también puede tener consecuencias en la evolución de perturbaciones primordiales. Como es bien conocido, las perturbaciones dentro del horizonte crecen mucho más durante un periodo dominado por materia no relativista que durante radiación. En el escenario convencional, este crecimiento durante la dominación de la materia oscura condujo a la formación de los objetos que vemos. Pero esto crea otra cuestión: ¿Qué les ocurre a las perturbaciones si también hubo un periodo de materia no relativista antes de BBN?. Nosotros consideramos este escenario, que puede ser descrito completamente por las características de la(s) partícula(s) que dominan el Universo durante dicha etapa. Las ecuaciones de movimiento de las perturbaciones durante dicho periodo fueron resueltas y evolucionadas y mostramos que este periodo de materia no relativista anterior a BBN puede dejar trazas en forma de estructuras y subestructuras que en principio se podrían detectar. Esta Tesis Esta Tesis pretende explorar nuevos escenarios complementarios a los estándar que se han considerado hasta el momento en la literatura. Esta Tesis consiste entonces en una serie de algunos artículos publicados durante mi doctorado y que han sido particularmente seleccionados para seguir una linea de investigación y exposición coherente. Las partes de la Tesis que siguen a este capítulo son las siguientes: - Una parte donde se introducen y revisan los conceptos mínimos que pueden ser necesarios para el entendimiento de los artículos. Esta parte a su vez ha sido dividida en cuatro capítulos. En el primero se presentan las características principales del modelo cosmológico estándar y la historia térmica del Universo. A continuación, se explica con gran detalle la física inflacionaria. El siguiente capítulo está dedicado a la generación de la asimetría bariónica en el Modelo Estándar. Por último, se concluye con una revisión minuciosa del marco de formación de estructuras. - En la siguiente parte de la Tesis se presentan como tal los artículos en los que he trabajado. En el primer capítulo, se explica el escenario de inflación y generación de asimetría bariónica debido a un condensado de neutrinos dextrógiros pesados. En el siguiente capítulo, se estudia la transición de fase electrodébil cuando se introduce un periodo intermedio de dominación de materia no relativista. Se concluye con el capítulo en donde se aplica este escenario al estudio del crecimiento y amplificación de perturbaciones primordiales. - Concluyo la Tesis con una parte dedicada a resumir los resultados fundamentales y conclusiones que pueden ser extraídas de los artículos. Asimismo, se muestra la literatura usada en los artículos y en la parte introductoria de revisión de los conceptos teóricos. es_ES
dc.format.extent 166 p. es_ES
dc.language.iso en es_ES
dc.subject inflation es_ES
dc.subject baryogenesis es_ES
dc.subject cosmology of theories beyond the standard model es_ES
dc.title Implications of non standard scenarios in Cosmology and the very early Universe es_ES
dc.type doctoral thesis es_ES
dc.subject.unesco UNESCO::FÍSICA es_ES
dc.subject.unesco UNESCO::FÍSICA es_ES
dc.embargo.terms 3 months es_ES

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