Mostrar código-fonte de Problema da planicidade

{{Descrição curta|Problema de ajuste fino cosmológico}}
[[Imagem:End of universe.jpg|thumb|275px|A geometria local do universo é determinada pelo fato de a densidade relativa Ω ser menor, igual ou maior que 1. De cima para baixo: um universo [[Esfera|esférico]] com densidade maior que a crítica (Ω>1, k>0); um universo {{Ill|en|hiperbólico|Hyperbolic 3-manifold|nlk=true}} e subdenso (Ω<1, k<0); e um universo plano com exatamente a densidade crítica (Ω=1, k=0). O espaço-tempo do universo é, diferentemente dos diagramas, quadridimensional.]]

O '''problema da planicidade''' <!-- (também conhecido como '''problema da velhice''') --> é um problema de [[Ajuste Fino|ajuste fino]] [[Cosmologia física|cosmológico]] dentro do modelo de universo do [[Big Bang|''Big bang'']]. Tais problemas surgem da observação de que algumas das condições iniciais do universo parecem estar ajustadas para valores muito "especiais", e que pequenos desvios desses valores teriam efeitos extremos na aparência do universo no momento atual.

No caso do problema da planicidade{{Ill|en||Flatness (cosmology)|nlk=true}}, o parâmetro que parece ajustado é a [[Equações de Friedmann#O parâmetro de densidade|densidade de matéria e energia no universo]]. Este valor afeta a curvatura do espaço-tempo, sendo necessário um valor crítico muito específico para um universo plano. Observa-se que a densidade atual do universo está muito próxima desse valor crítico. Uma vez que qualquer afastamento da densidade total do valor crítico aumentaria rapidamente ao longo do tempo cósmico{{Ill|en||Cosmic time|nlk=true}},<ref name="peacock">{{Citar livro|último =Peacock |primeiro =J. A. |título=Cosmological physics |url=https://archive.org/details/cosmologicalphys0000peac <!-- |url-access= registration -->|ano= 1998 |publicado=''Cambridge university press'' |local=Cambridge |isbn=978-0-521-42270-3 |língua=en }}</ref> o universo primitivo deve ter tido uma densidade ainda mais próxima da densidade crítica, afastando-se dela em uma parte em 10<sup>62</sup> ou menos. Isso leva os cosmólogos a questionar como a densidade inicial chegou a ser tão ajustada a esse valor "especial".

O problema foi mencionado pela primeira vez por [[Robert Henry Dicke|Robert Dicke]] em 1969.<ref name="Dicke1970">{{Citar livro|autor =Robert H. Dicke |título=Gravitation and the Universe: Jayne lectures for 1969 |ano=1970 |publicado=''American Philosophical Society'' |isbn=978-0871690784 |língua=en }}</ref>{{Rp|62,}}<ref name="Lightman1993">{{Citar livro|autor =Alan P. Lightman |título=Ancient light: Our changing view of the Universe |url=https://books.google.com/books?id=nvk9sqbFe3UC |data=01-01-1993 |publicado=''Harvard University Press'' |isbn=978-0-674-03363-4 |língua=en }}</ref>{{Rp|61}}  A solução mais comumente aceita entre os cosmólogos é a [[inflação cósmica]], a ideia de que o universo passou por um breve período de expansão extremamente rápida no primeiro fração de segundo após o Big Bang; juntamente com o problema do monopolo{{Ill|en||Inflation (cosmology)#Magnetic-monopole problem|nlk=true}} e o [[problema do horizonte]], o problema da planicidade é uma das três principais motivações para a teoria inflacionária.<ref name="Ryden">{{Citar livro|autor =Ryden |primeiro=Barbara |título=Introduction to cosmology |ano=2002 |publicado=''Addison Wesley'' |isbn=978-0-8053-8912-8 |local=San Francisco |páginas= |<!-- author-link=:en:Barbara Ryden -->|língua=en }}</ref>

==Densidade de energia e a equação de Friedmann==
De acordo com as [[Equações de campo de Einstein|equações de campo]] da [[relatividade geral]] de [[Albert Einstein|Einstein]], a estrutura do [[espaço-tempo]] é afetada pela presença de [[matéria]] e energia. Em pequenas escalas, o espaço parece plano – assim como a superfície da Terra se olharmos para uma pequena área. Em grandes escalas, no entanto, o espaço é dobrado pelo efeito [[Gravidade|gravitacional]] da matéria. Como a relatividade indica que [[Equivalência massa–energia|matéria e energia são equivalentes]], esse efeito também é produzido pela presença de energia (como luz e outras radiações eletromagnéticas) além da matéria. A quantidade de flexão (ou [[Forma do Universo|curvatura]]) do universo depende da densidade da matéria/energia presente.

Essa relação pode ser expressa pela primeira [[Equações de Friedmann|equação de Friedmann]]. Em um universo sem uma [[constante cosmológica]], isto é:

:<math>H^2 = \frac{8 \pi G}{3} \rho - \frac{kc^2}{a^2}</math>

Aqui <math>H</math> é o [[Lei de Hubble|parâmetro de Hubble]], uma medida da taxa na qual o universo está se expandindo. <math>\rho</math> é a densidade total de massa e energia no universo, <math>a</math> é o fator de escala{{Ill|en||Scale factor (cosmology)|nlk=true}} (essencialmente o "tamanho" do universo) e <math>k</math> é o parâmetro de curvatura — isto é, uma medida de quão curvo é o espaço-tempo. Um valor positivo, zero ou negativo de <math>k</math> corresponde, respectivamente, a um universo fechado, plano ou aberto. As constantes <math>G</math> e <math>c</math> são, respectivamente, a [[Constante gravitacional universal|constante gravitacional]] de Newton e a [[velocidade da luz]].

Os [[Cosmologia física|cosmólogos]] geralmente simplificam essa equação definindo uma densidade crítica, <math>\rho_c</math>. Para um determinado valor de <math>H</math>, isso é definido como a densidade necessária para um universo plano, ou seja, {{Nowrap|<math>k = 0</math>}}. Assim, a equação acima implica

:<math>\rho_c = \frac{3H^2}{8\pi G}</math>.

Como a constante <math>G</math> é conhecida e a taxa de expansão <math>H</math> pode ser medida observando a velocidade com que as galáxias distantes estão se afastando de nós, <math>\rho_c</math> pode ser determinado. Seu valor atualmente está em torno de {{Nowrap|10<sup>&minus;26</sup> kg m<sup>&minus;3</sup>}}. A razão entre a densidade real e esse valor crítico é chamada de Ω, e sua diferença de 1 determina a geometria do universo: {{Nowrap|Ω > 1}} corresponde a uma densidade maior que a crítica, {{Nowrap|<math>\rho > \rho_c</math>}} e, portanto, um universo fechado{{Ill|en||Shape of the universe#Curvature: open or closed|nlk=true}}. {{nowrap|Ω < 1}} dá um universo aberto{{Ill|en||Shape of the universe#Curvature: open or closed|nlk=true}} de baixa densidade, e Ω igual a exatamente 1 dá um universo plano{{Ill|en||Shape of the universe#Flat_universe|nlk=true}}.

A equação de Friedmann

:<math>\frac{3a^2}{8\pi G}H^2 = \rho a^2 - \frac{3kc^2}{8 \pi G},</math>

pode ser reorganizada em

:<math>\rho_c a^2 - \rho a^2 = - \frac{3kc^2}{8 \pi G},</math>

que depois de fatorar <math>\rho a^2</math>, e usando <math>\Omega=\rho/\rho_c</math>, leva a

:<math>(\Omega^{-1} - 1)\rho a^2 = \frac{-3kc^2}{8 \pi G}.</math><ref name=Coles>{{Citar livro|autor1 =Peter Coles |autor2 =Francesco Lucchin |título=Cosmology |publicado=''Wiley'' |local=Chichester |isbn=978-0-471-95473-6 |ano=1997 |língua=en }}</ref>

O lado direito da última expressão acima contém apenas constantes e, portanto, o lado esquerdo deve permanecer constante ao longo da evolução do universo.

À medida que o universo se expande, o fator de escala <math>a</math> aumenta, mas a densidade <math>\rho</math> diminui à medida que a matéria (ou energia) se espalha. Para o [[Modelo Lambda-CDM|modelo padrão do universo]] que contém principalmente matéria e radiação durante a maior parte de sua história, <math>\rho</math> diminui mais rapidamente do que a <math>a^2</math> aumenta e, portanto, o fator {{Nowrap|<math>\rho a^2</math>}} diminuirá. Desde a [[Cronologia do Universo#A Era de Planck|época de Planck]], logo após o ''Big bang'', este termo diminuiu por um fator de cerca de <math>10^{60},</math><ref name=Coles/> e assim {{Nowrap|<math>(\Omega^{-1} - 1)</math>}} deve ter aumentado em uma quantidade semelhante para manter o valor constante de seu produto.

==Valor atual de Ω==
[[Imagem:Flatness problem density graph.svg|thumb|275px|A densidade relativa Ω contra o tempo cósmico{{Ill|en||Cosmic time|nlk=true}} ''t'' (nenhum eixo à escala). Cada curva representa um universo possível: observe que Ω diverge rapidamente de 1. A curva azul é um universo semelhante ao nosso, que no momento (à direita do gráfico) tem um pequeno &#124;Ω&nbsp;&minus;&nbsp;1&#124; e, portanto, deve ter começado com Ω muito próximo de 1. A curva vermelha é um universo hipotético diferente no qual o valor inicial de Ω diferiu um pouco demais de 1: até os dias atuais ele divergiu extremamente e não seria capaz de suportar galáxias, estrelas ou planetas]]

===Medida===
O valor de Ω no momento atual é denotado Ω<sub>0</sub>. Este valor pode ser deduzido medindo a curvatura do espaço-tempo (uma vez que {{Nowrap|1=Ω = 1}}, ou <math>\rho=\rho_c</math>, é definido como a densidade para a qual a curvatura {{Nowrap|1=''k'' = 0}}). A curvatura pode ser inferida a partir de várias observações.

Uma dessas observações é a das [[anisotropia]]s (ou seja, variações com a direção - veja abaixo) na [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|radiação cósmica de fundo em micro-ondas (R.C.F.)]]{{Nre|nome=cmb|do inglês ''C.M.B. – '''c'''osmic '''m'''icrowave '''b'''ackground''}}. A radiação cósmica de fundo em micro-ondas (R.C.F.){{Nre|nome=cmb}} é a [[radiação eletromagnética]] que preenche o universo, remanescente de um estágio inicial de sua história, quando foi preenchido com [[fóton]]s e um [[plasma]] quente e denso. Esse plasma esfriou à medida que o universo se expandia e, quando esfriou o suficiente para formar [[átomos]] estáveis, não absorveu mais os fótons. Os fótons presentes nesse estágio têm se propagado desde então, ficando cada vez mais fracos e menos energéticos à medida que se espalham pelo universo em constante expansão.

A temperatura dessa radiação é quase a mesma em todos os pontos do céu, mas há uma pequena variação (em torno de uma parte em 100.000) entre a temperatura recebida de diferentes direções. A escala angular dessas flutuações – o ângulo típico entre uma mancha quente e uma mancha fria no céu{{Nre|Como existem flutuações em muitas escalas, não há uma única separação angular entre pontos quentes e frios, a medida necessária é a escala angular do primeiro pico no [[Densidade espectral#Densidade espectral de potência|espectro de potência]] das anisotropias.<!-- Ver Anisotropia primária{{Ill|en||Cosmic Microwave Background#Primary anisotropy|nlk=true}}. -->}} – depende da curvatura do universo que, por sua vez, depende de sua densidade conforme descrito acima. Assim, as medições desta escala angular permitem uma estimativa de Ω<sub>0</sub>.<ref name=Liddle>{{Citar livro|último =Liddle |primeiro =Andrew |título=An introduction to modern cosmology |url=https://archive.org/details/introductiontomo00lidd_717 <!-- |url-access=limited -->|edição=2ª |ano=2007 |publicado=''Wiley'' |local=Chichester; Hoboken, NJ |página=[https://archive.org/details/introductiontomo00lidd_717/page/n173 157] |isbn=978-0-470-84835-7 |língua=en }}</ref>{{Nre|Liddle<ref name=Liddle/> usa uma notação alternativa em que Ω<sub>0</sub> é a densidade atual de [[matéria]] sozinha, excluindo qualquer contribuição de [[energia escura]]; seu Ω<sub>0</sub>+Ω<sub>Λ</sub> corresponde a Ω<sub>0</sub> neste artigo.}}

Outra sonda de Ω<sub>0</sub> é a frequência de [[supernova]]s do [[Supernova tipo Ia|tipo Ia]] em diferentes distâncias da Terra.<ref>Ryden p. 168</ref><ref>{{Citar periódico|título=''Cosmological implications of the MAXIMA-1 high-resolution cosmic microwave background anisotropy measurement'' |último =Stompor |primeiro =Radek |bibcode=2001ApJ...561L...7S |ano=2001 |display-authors=et al.|periódico=The astrophysical journal |volume=561 |número=1 |página=L7 – L10 |doi=10.1086/324438 |arxiv=astro-ph/0105062 |s2cid=119352299 |língua=en }}</ref> Essas supernovas, as explosões de estrelas anãs brancas degeneradas, são um tipo de [[vela padrão]]; isto significa que os processos que regem o seu brilho intrínseco são bem compreendidos de modo que uma medida do brilho ''aparente'' quando visto da Terra pode ser usado para derivar medidas de distância precisas para eles (o brilho aparente diminuindo proporcionalmente ao quadrado da distância – ver Distância da luminosidade{{Ill|en||Luminosity distance|nlk=true}}). A comparação dessa distância com o [[desvio para o vermelho]] das supernovas dá uma medida da taxa na qual o universo tem se expandido em diferentes pontos da história. Uma vez que a taxa de expansão evolui de forma diferente ao longo do tempo em cosmologias com diferentes densidades totais, Ω<sub>0</sub> pode ser inferido a partir dos dados das supernovas.

Os dados da [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|sonda de anisotropia de micro-ondas Wilkinson (S.A.M.W.)]]{{Nre|nome=wmap|do inglês ''W.M.A.P – '''W'''ilkinson '''m'''icrowave '''a'''nisotropy '''p'''robe''}} (medindo anisotropias de radiação cósmica de fundo em micro-ondas (R.C.F.){{Nre|nome=cmb}}) combinados com os da [[Sloan Digital Sky Survey|pesquisa digital do céu de Sloan (P.D.C.S.)]]{{Nre|nome=sdss|do inglês ''S.D.S.S – '''S'''loan '''d'''igital '''s'''ky '''s'''urvey''}} e observações de supernovas do tipo Ia restringem Ω<sub>0</sub> a 1 dentro de 1%.<ref name="wmap3">{{Citar periódico|autor=D. N. Spergel |título=''Wilkinson microwave anisotropy probe (W.M.A.P.) Three year results: Implications for cosmology''|data=junho de 2007 |periódico=Astrophysical journal supplement series |volume=170 |número=2 |páginas=337 – 408 |bibcode=2007ApJS..170..377S |doi=10.1086/513700 |arxiv=astro-ph/0603449 |name-list-style=vanc |display-authors=1 |último2 =Bean |primeiro2 =R. |último3 =Dore |primeiro3 =O. |último4 =Nolta |primeiro4 =M. R. |último5 =Bennett |primeiro5 =C. L. |último6 =Dunkley |primeiro6 =J. |último7 =Hinshaw |primeiro7 =G. |último8 =Jarosik |primeiro8 =N. |último9 =Komatsu |primeiro9 =E. |s2cid=1386346 |língua=en }}</ref> Em outras palavras, o termo |Ω − 1| é atualmente menor que 0,01 e, portanto, deve ter sido menor que 10<sup>−62</sup> na [[Cronologia do Universo#A Era de Planck|era de Planck]].

===Implicação===
Este pequeno valor é o cerne do problema de nivelamento. Se a densidade inicial do universo pudesse assumir qualquer valor, seria extremamente surpreendente encontrá-la tão "ajustada" ao valor crítico <math>\rho_c</math>. De fato, um desvio muito pequeno de Ω de 1 no início do universo teria sido ampliado durante bilhões de anos de expansão para criar uma densidade de corrente muito longe da crítica. No caso de uma sobredensidade {{Nowrap|(<math>\rho > \rho_c</math>)}}, isso levaria a um universo tão denso que pararia de se expandir e entraria em colapso em um [[Big Crunch|''Big crunch'']] (um oposto ao ''Big bang'' em que toda a matéria e energia retrocedem em um estado extremamente denso) em alguns anos ou menos; no caso de uma subdensidade {{Nowrap|(<math>\rho < \rho_c</math>)}}, ela se expandiria tão rapidamente e se tornaria tão esparsa que logo pareceria essencialmente vazia, e a [[gravidade]] não seria forte o suficiente em comparação para causar o colapso da matéria e [[Formação e evolução de galáxias|formar galáxias]]. Em ambos os casos, o universo não conteria estruturas complexas como galáxias, estrelas, planetas e qualquer forma de vida.<ref>Ryden p. 193</ref>

Este problema com o modelo do ''Big bang'' foi apontado pela primeira vez por [[Robert Henry Dicke|Robert Dicke]] em 1969,<ref name=Reality>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=OIG0F37QrmQC&q=%22flatness+problem+was%22&pg=PT237 |título=The reality of the unobservable: Observability, unobservability and their impact on the issue of scientific realism |primeiro=Evandro |último=Agazzi |autor2=Massimo Pauri |isbn=978-0-7923-6311-8 |publicado=''Springer'' |ano=2000 |página=226 |bibcode=2000ruou.book.....A |língua=en }}</ref> e motivou uma busca por algum motivo para a densidade assumir um valor tão específico.

==Soluções para o problema==
Alguns cosmólogos concordaram com Dicke que o problema da planicidade era sério, necessitando de uma razão fundamental para a proximidade da densidade com a criticidade. Mas também havia uma escola de pensamento que negava a existência de um problema a ser resolvido, argumentando, em vez disso, que, como o universo deve ter alguma densidade, pode muito bem ter uma densidade próxima a <math>\rho_{crit}</math>, e que especular sobre uma razão para qualquer valor particular estava "além do domínio da ciência".<ref name=Reality/> Isso, no entanto, é um ponto de vista minoritário, mesmo entre os céticos quanto à existência do problema da planicidade. Vários cosmólogos argumentaram que, por várias razões, o problema da planicidade é baseado em um mal-entendido,<ref>{{Citar periódico|último=Helbig |primeiro=Phillip |título=''Arguments against the flatness problem in classical cosmology: a review'' |data=dezembro de 2021 |periódico=European physical journal H |volume=46 |número=1 |páginas=10 |bibcode= 2021EPJH...46...10H |doi=10.1140/epjh/s13129-021-00006-9 |s2cid=233403196 |url=https://orbi.uliege.be/bitstream/2268/296452/1/flatness_history.pdf |língua=en }}</ref> mas isso parece ser amplamente ignorado por muitos. No entanto, cosmólogos suficientes viram o problema como real para que várias soluções fossem propostas.

===Princípio antrópico===
{{Artigo principal|Princípio antrópico}}
Uma solução para o problema é invocar o [[princípio antrópico]], que afirma que os humanos devem levar em conta as condições necessárias para sua existência ao especular sobre as causas das propriedades do universo. Se dois tipos de universo parecem igualmente prováveis, mas apenas um é adequado para a evolução da [[Sabedoria#Sapiência|vida inteligente]], o princípio antrópico sugere que nos encontrarmos naquele universo não é nenhuma surpresa: se o outro universo tivesse existido em seu lugar, não haveria observadores para perceber o fato.

O princípio pode ser aplicado para resolver o problema da planicidade de duas maneiras um tanto diferentes. A primeira (uma aplicação do "princípio antrópico forte") foi sugerida por C. B. Collins{{Ill|en||C. B. Collins|nlk=true}} e [[Stephen Hawking]],<ref name="Collins Hawking">{{Citar periódico|bibcode=1973ApJ...180..317C |título=''Why is the Universe isotropic?'' |último=Collins |primeiro=C. B. |autor2=Hawking, S. |periódico=Astrophysical journal |páginas=317–334 |volume=180 |ano=1973 |doi=10.1086/151965 |língua=en }}</ref> que em 1973 consideraram a existência de um [[Multiverso (ciência)|número infinito de universos]] tal que toda combinação possível de propriedades iniciais era mantida por algum universo . Em tal situação, eles argumentaram, apenas aqueles universos com exatamente a densidade correta para formar galáxias e estrelas dariam origem a observadores inteligentes como os humanos: portanto, o fato de observarmos Ω tão próximo de 1 seria "simplesmente um reflexo de nossa própria existência."<ref name="Collins Hawking"/>

Uma abordagem alternativa, que faz uso do "princípio antrópico fraco", é supor que o universo é infinito em tamanho, mas com a densidade variando em lugares diferentes (isto é, um Universo inomogêneo{{Ill|en||Homogeneity (physics)|nlk=true}}). Assim, algumas regiões serão superdensas {{Nowrap|(Ω > 1)}} e outras subdensas {{Nowrap|(Ω < 1)}}. Essas regiões podem estar extremamente distantes – talvez tão longe que a luz não teve tempo de viajar de uma para outra durante a [[idade do Universo]] (ou seja, elas ficam fora dos [[Horizonte cosmológico|horizontes cosmológicos]]{{Ill|en||Observable_universe#Horizons|nlk=true}} uma da outra). Portanto, cada região se comportaria essencialmente como um universo separado: se vivêssemos em um grande trecho de densidade quase crítica, não teríamos como saber da existência de trechos distantes, sub ou superdensos, já que nenhum sinal de luz ou outro sinal chegou até nós deles. Um apelo ao princípio antrópico pode então ser feito, argumentando que a vida inteligente só surgiria naquelas manchas com Ω muito próximo de 1 e que, portanto, nossa vida em tal mancha não é surpreendente.<ref>{{Citar livro|último=Barrow |primeiro=John D. |autor2=Tipler, Frank J. |título=The anthropic cosmological principle |ano=1986 |publicado=''Clarendon press'' |local=Oxford |isbn=978-0-19-851949-2 |página=[https://archive.org/details/anthropiccosmolo00barr_0/page/411 411] <!-- |url-access=registration -->|url=https://archive.org/details/anthropiccosmolo00barr_0/page/411 |língua=en }}</ref>

Este último argumento faz uso de uma versão do princípio antrópico que é "mais fraco" no sentido de que não requer especulação sobre universos múltiplos ou sobre as probabilidades de vários universos diferentes existirem em vez do atual. Requer apenas um único universo que seja infinito - ou apenas grande o suficiente para que muitas manchas desconectadas possam se formar - e que a densidade varie em diferentes regiões (o que certamente é o caso em escalas menores, dando origem a [[Aglomerado estelar aberto|aglomerados galácticos]] e [[Vazio (astronomia)|vazios]]).

No entanto, o princípio antrópico tem sido [[Princípio antrópico#Recepção e controvérsias|criticado]] por muitos cientistas.<ref name="Anthropic Explanations">{{Citar web|url=http://philsci-archive.pitt.edu/archive/00001658/ |último=Mosterín |primeiro=Jesús |título=''Anthropic explanations in cosmology'' |ano=2003 |acessodata=01-08-2008 |língua=en }}</ref> Por exemplo, em 1979, [[Bernard Carr]] e [[Martin Rees]] argumentaram que o princípio "é inteiramente ''post hoc''{{Nre|Abreviação de "''post hoc, ergo propter hoc''", uma expressão latina que significa "depois disso, portanto por causa disso". A frase expressa a falácia lógica de assumir que uma coisa causou outra simplesmente porque a primeira coisa precedeu a outra.}}: ainda não foi usado para prever qualquer característica do Universo".<ref name="Anthropic Explanations"/><ref>{{Citar periódico|último=Carr |primeiro=Bernard J. |autor2 =Rees, Martin |título=''The anthropic principle and the structure of the physical world'' |data=abril de 1979 |periódico=Nature |volume=278 |número=5705 |páginas=605–612 |bibcode=1979Natur.278..605C |doi=10.1038/278605a0 |s2cid=4363262 |língua=en }}</ref> Outros fizeram objeções à sua base filosófica, com Ernan McMullin{{Ill|en||Ernan McMullin|nlk=true}} escrevendo em 1994 que "o princípio antrópico fraco é trivial ... e o princípio antrópico forte é indefensável". Como muitos físicos e filósofos da ciência não consideram o princípio compatível com o [[método científico]],<ref name="Anthropic Explanations"/> outra explicação para o problema da planicidade era necessária.

===Inflação===
{{Artigo principal|Inflação cósmica}}
A solução padrão para o problema do nivelamento invoca a inflação cósmica, um processo pelo qual o universo se [[Expansão métrica do espaço|expande]] [[Crescimento exponencial|exponencialmente]] rapidamente (ou seja, <math>a</math> cresce como <math>e^{\lambda t}</math> com o tempo <math>t</math>, para alguma constante <math>\lambda</math> ) durante um curto período em sua história antiga. A teoria da inflação foi proposta pela primeira vez em 1979 e publicada em 1981 por [[Alan Guth]].<ref>{{Citar periódico|periódico=[[Physical Review D|Physical review D]] |volume=23 |número=2 |página=347 |doi=10.1103/PhysRevD.23.347 |título=''The growth of inflation'' |último=Castelvecchi |primeiro=Davide |bibcode=1981PhRvD..23..347G |ano=1981 |doi-access=free |língua=en }}</ref><ref>{{Citar periódico|doi=10.1103/PhysRevD.23.347 |título=''Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems'' |último=Guth |primeiro =Alan |data=janeiro de 1981 |periódico=[[Physical Review D|Physical review D]] |volume=23 |número=2 |páginas=347–356|bibcode=1981PhRvD..23..347G |doi-access=free |língua=en }}</ref> Suas duas principais motivações para fazer isso foram o problema da planicidade e o [[problema do horizonte]], outro problema de ajuste fino da cosmologia física. No entanto, "Em dezembro de 1980, quando Guth estava desenvolvendo seu modelo de inflação, ele não estava tentando resolver os problemas de nivelamento ou horizonte. Na verdade, naquela época, ele não sabia nada sobre o problema do horizonte e nunca havia calculado quantitativamente o problema da planicidade".<ref>{{Citar web|último=Brawer |primeiro=Roberta |data=fevereiro de 1996 |título=''Inflationary cosmology and the horizon and flatness problems: The mutual constitution of explanation and questions'' |url=https://s3.cern.ch/inspire-prod-files-b/b11715bd3ecff0e22e0fdf99d5005ca0 <!-- |urlmorta=live -->|língua=en }}</ref> Ele era um físico de partículas tentando resolver o problema do monopolo magnético.

A causa proposta da inflação é um [[Campo (física)|campo]] que permeia o espaço e impulsiona a expansão. O campo contém uma certa [[densidade de energia]], mas ao contrário da densidade da matéria ou radiação presente no universo tardio, que diminui com o tempo, a densidade do campo inflacionário permanece aproximadamente constante à medida que o espaço se expande. Portanto, o termo <math>\rho a^2</math> aumenta extremamente rapidamente à medida que o fator de escala <math>a</math> cresce exponencialmente. Lembrando a equação de Friedmann

:<math>(\Omega^{-1} - 1)\rho a^2 = \frac{-3kc^2}{8\pi G}</math>,

e o fato de que o lado direito dessa expressão é constante, o termo <math> | \Omega^{-1} - 1 | </math> deve, portanto, diminuir com o tempo.

Assim se <math> | \Omega^{-1} - 1 | </math> inicialmente toma qualquer valor arbitrário, um período de inflação pode forçá-lo para baixo em direção a 0 e deixá-lo extremamente pequeno - em torno de <math>10^{-62}</math> conforme exigido acima, por exemplo. A evolução subsequente do universo fará com que o valor cresça, trazendo-o para o valor atualmente observado de cerca de 0,01. Assim, a dependência sensível do valor inicial de Ω foi removida: um valor inicial grande e, portanto, "não surpreendente" não precisa ser amplificado e levar a um universo muito curvo sem oportunidade de formar galáxias e outras estruturas.

Este sucesso na resolução do problema da planicidade é considerado uma das principais motivações para a teoria inflacionária.<ref name=Ryden/><ref>{{Citar livro|último=Coles |primeiro=Peter |autor2=Ellis, George F. R. |título=Is the Universe open or closed? The density of matter in the Universe |publicado=''[[Cambridge University Press]]'' |local=Cambridge |ano=1997 |isbn=978-0-521-56689-6 |língua=en }}</ref>

===Pós inflação===
Embora a teoria inflacionária seja considerada como tendo muito sucesso, e a evidência para isso seja convincente, ela não é universalmente aceita: os cosmólogos reconhecem que ainda existem lacunas na teoria e estão abertos à possibilidade de que observações futuras irão refutá-la.<ref>{{Citar livro|último=Albrecht |primeiro=Andreas |título=Proceedings of the N.A.T.O. advanced study institute on structure formation in the Universe, Cambridge 1999 <!-- |periódico=N.A.T.O. A.S.I.C. proceedings 565: Structure formation in the Universe -->|volume=565 |página=17 |data=agosto de 2000 |arxiv=astro-ph/0007247 |bibcode=2001ASIC..565...17A |isbn=978-1-4020-0155-0 |língua=en }}</ref><ref>{{Citar periódico|último=Guth |primeiro=Alan |título=''Was cosmic inflation the 'bang' of the Big bang?'' |ano=1997 |periódico=The beamline |volume=27 |url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Guth/Guth_contents.html |acessodata=07-09-2008 |língua=en }}</ref> Em particular, na ausência de qualquer evidência firme de qual deveria ser o campo que impulsiona a inflação, muitas versões diferentes da teoria foram propostas.<ref name="Bird et al.">{{Citar periódico|autor1=Bird, Simeon |autorlink2=Hiranya Peiris |autor2 =Peiris, Hiranya V. |autor3=Easther, Richard |título=''Fine-tuning criteria for inflation and the search for primordial gravitational waves'' |data=julho de 2008 |periódico=Physical review D |doi=10.1103/PhysRevD.78.083518 |volume=78 |número=8 |páginas=083518 |bibcode=2008PhRvD..78h3518B |arxiv=0807.3745 |s2cid=118432957 |língua=en }}</ref> Muitos deles contêm parâmetros ou condições iniciais que exigem um ajuste fino<ref name="Bird et al."/> da mesma forma que a densidade inicial sem inflação.

Por essas razões, o trabalho ainda está sendo feito em soluções alternativas para o problema da planicidade. Estes incluíram interpretações não padronizadas do efeito da energia escura<ref>{{Citar periódico|último=Chernin |primeiro=Arthur D. |título=''Cosmic vacuum and the 'flatness problem' in the concordant model'' |data=janeiro de 2003 |periódico=New astronomy |volume=8 |número=1 |páginas=79–83 |bibcode=2003NewA....8...79C |doi=10.1016/S1384-1076(02)00180-X |arxiv=astro-ph/0211489 |s2cid=15885200 |língua=en }}</ref> e gravidade,<ref>{{Citar periódico|último=Nikolic |primeiro=Hrvoje |título=''Some remarks on a nongeometrical interpretation of gravity and the flatness problem'' |data=agosto de 1999 |periódico=General relativity and gravitation |volume=31 |número=8 |página=1211 |bibcode=1999GReGr..31.1211N |doi=10.1023/A:1026760304901 |arxiv=gr-qc/9901057 |s2cid=1113031 |língua=en }}</ref> produção de partículas em um [[universo oscilante]],<ref>{{Citar periódico|último=Anderson |primeiro=P. R. |autor2=R. Schokman |autor3=M. Zaramensky |título=''A solution to the flatness problem via particle production in an oscillating Universe'' |data=maio de 1997 |periódico=Bulletin of the American Astronomical Society |volume=29 |página=828 |bibcode=1997AAS...190.3806A |língua=en }}</ref> e uso de uma abordagem de estatística bayesiana{{Ill|en||Bayesian statistics|nlk=true}} para argumentar que o problema é inexistente. O último argumento, sugerido por exemplo por Evrard e Coles, sustenta que a ideia de que Ω estar próximo de 1 é "improvável" é baseada em suposições sobre a provável distribuição do parâmetro que não são necessariamente justificadas.<ref>{{Citar periódico|último=Evrard |primeiro=G |autor2=P. Coles |título=''Getting the measure of the flatness problem'' |data=outubro de 1995 |periódico=Classical and quantum gravity |volume=12|número=10 |páginas=L93 – L97 |bibcode=1995CQGra..12L..93E|doi=10.1088/0264-9381/12/10/001|arxiv=astro-ph/9507020 |s2cid=14096945 |língua=en }}.</ref> Apesar desse trabalho em andamento, a inflação continua sendo, de longe, a explicação dominante para o problema da planicidade.<ref name="peacock"/><ref name=Ryden/> A questão surge, no entanto, se ainda é a explicação dominante porque é a melhor explicação, ou porque a comunidade não tem conhecimento do progresso neste problema.<ref>{{Citar periódico|último=Holman |primeiro=Marc |título=''How problematic is the near-Euclidean spatial geometry of the large-scale Universe?''  |data=novembro de 2018 |periódico=Foundations of physics |volume=48 |número=11 |páginas=1617–1647 |bibcode=2018FoPh...48.1617H |doi=10.1007/s10701-018-0218-4 |arxiv=1803.05148 |s2cid=119066780 |língua=en }}</ref> Em particular, além da ideia de que Ω não é um parâmetro adequado neste contexto, outros argumentos contra o problema da planicidade foram apresentados: se o universo colapsar no futuro, então o problema da planicidade "existe", mas apenas por um tempo relativamente curto tempo, então um observador típico não esperaria medir Ω apreciavelmente diferente de 1;<ref>{{Citar periódico|último=Helbig |primeiro=Phillip |título=''Is there a flatness problem in classical cosmology?'' |data=março de 2012 |periódico=Monthly notices of the Royal Astronomical Society |volume=421 |número=1 |páginas=561–569 |bibcode=2012MNRAS.421..561H |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.20334.x |arxiv=1112.1666 |s2cid=85526633 |língua=en }}</ref> no caso de um universo que se expande para sempre com uma constante cosmológica positiva, é necessário um ajuste fino para não alcançar um universo (quase) plano , mas também para evitá-lo.<ref>{{Citar periódico|último=Lake |primeiro=Kayll |título=''The flatness problem and Λ''  |data=maio de 2005 |periódico=Physical review letters |volume=94 |número=20 |página=201102 |bibcode=2005PhRvL..94t1102L |doi=10.1103/PhysRevLett.94.201102 |pmid=16090234 |arxiv=astro-ph/0404319 |s2cid=40500958 |língua=en }}</ref>

===Teoria de Einstein e Cartan===
<!-- {{Artigo principal|:en:Einstein–Cartan theory{{!}}Teoria de Einstein e Cartan}} -->
O problema da planicidade é resolvido naturalmente pela teoria da gravidade de Einstein–Cartan–Sciama–Kibble{{Ill|en||Einstein–Cartan theory|nlk=true}}, sem uma forma exótica de matéria exigida na teoria inflacionária.<ref>{{Citar periódico|autor=Poplawski, N. J. |ano=2010 |título=''Cosmology with torsion: An alternative to cosmic inflation'' |periódico=Physical letters B |volume=694 |número=3 |páginas=181–185 |doi=10.1016/j.physletb.2010.09.056 |arxiv=1007.0587 |bibcode=2010PhLB..694..181P |língua=en }}</ref><ref>{{Citar periódico|autor=Poplawski, N. |ano=2012 |título=''Nonsingular, big-bounce cosmology from spinor-torsion coupling'' |periódico=Phyical review D |volume=85 |número=10 |páginas=107502 |doi=10.1103/PhysRevD.85.107502|arxiv=1111.4595 |bibcode=2012PhRvD..85j7502P |s2cid=118434253 |língua=en }}</ref> Essa teoria estende a relatividade geral removendo uma restrição da simetria da conexão afim e considerando sua parte antisimétrica, o tensor de torção{{Ill|en||Torsion tensor|nlk=true}}, como uma variável dinâmica. Não tem parâmetros livres. A inclusão da torção fornece a lei de conservação correta para o [[momento angular]] total (orbital mais intrínseco) da matéria na presença da gravidade. O acoplamento mínimo entre torção e espinores de Dirac obedecendo à [[equação de Dirac]] que não é linear{{Ill|en||Nonlinear Dirac equation|nlk=true}} gera uma interação ''spin-spin'' que é significativa na matéria [[Férmion|fermiônica]] em densidades extremamente altas. Tal interação evita a singularidade não física do ''Big bang'', substituindo-a por um salto em um fator de escala mínimo finito, antes do qual o Universo estava se contraindo. A rápida expansão imediatamente após o [[Grande Rebote|grande rebote]]{{Nre|do inglês ''Big bounce}} explica por que o Universo atual em escalas maiores parece espacialmente plano, homogêneo e isotrópico. À medida que a densidade do Universo diminui, os efeitos da torção enfraquecem e o Universo entra suavemente na era dominada pela radiação.

==Ver também==
* [[Monopolo magnético]]
* [[Problema do horizonte]]

==Notas==
{{Reflist|group=lower-alpha}}
{{Referências}}
{{Portal3|Física<!-- |Outer space -->}}
[[Categoria:Cosmologia física]]
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[[:en:Category:Unsolved problems in physics]] (na enwiki) -->