Cosmological Implications of Standard Model extensions

• Autores: Manuel Peña Jiménez
• Directores de la Tesis: Nuria Rius Dionis (dir. tes.)
• Lectura: En la Universitat de València ( España ) en 2013
• Idioma: inglés
• Tribunal Calificador de la Tesis: Alessandro Melchiorri (presid.), Olga Mena Requejo (secret.), Stefan Antusch (voc.)
• Materias:
  • Astronomía y astrofísica
    • Cosmología y cosmogonía
• Enlaces
  • Tesis en acceso abierto en:  RODERIC  Digital CSIC  TESEO 
• Resumen

  • Los modelos estándar tanto de partículas como de Cosmología son capaces de describir una gran cantidad de datos experimentales con una increíble precisión. Sin embargo, en ciertas áreas de estos modelos aún existen discrepancias frente a lo descrito teóricamente y lo observado en la naturaleza. En concreto, el modelo estándar de partículas es incapaz de dar una explicación del patrón de masas y mezclas observadas en las partículas conocidas (siendo de suma importancia la masa de los neutrinos) o por qué el Universo está formado por partículas, sin presencial sustancial de antipartículas (asimetría bariónica). Desde un punto de vista Cosmológico, tampoco es posible explicar el contenido energético de nuestro Universo. Únicamente el 4% de la densidad de energía del Universo está formada por partículas del modelo estándar. El resto está, en un 23% en forma de materia no conocida y con una interacción débil, conocida como materia oscura, y en un 73% en forma de un fluido con una ecuación de estado aproximadamente igual a la de la energía de vacío de cualquier teoría cuántica de campos (p = -E). Además, el modelo Cosmológico del Big Bang es incapaz de dar una interpretación clara de las excepcionalmente precisas condiciones iniciales que debe tener el Universo para poder dar una explicación de las observaciones, en concreto, de la homogeneidad y la isotropía presentes en el Universo conocido. En esta tesis nos vamos a centrar en dos marcos teóricos desarrollados para intentar dar una solución a algunos de los problemas encionados con anterioridad. Dichos marcos se conocen como Inflación y Leptogénesis. El primero supone un periodo de expansión acelerada en los inicios de nuestro Universo mediante el cual se pueden solucionar los problemas de homogeneidad e isotropía, así como otros no mencionados como la generación de las perturbaciones iniciales que dieron lugar a a las estructuras actuales del Universo, o la ausencia de relics, objetos predichos por ciertas teorías más allá del modelo estándar de partículas que en caso de estar presentes habrían modificado la estructura o evolución del Universo considerablemente. En su versión más simple, dicha expansión acelerada es provocada por un campo escalar que evoluciona al mínimo de su potencial muy lentamente, debido a que el potencial es extremadamente plano. La ecuación de estado asociada a ese campo es aproximadamente igual a la de la energía de vacío, causando una expansión acelerada. El segundo de ellos, Leptogénesis, da una explicación a la asimetría bariónica a través de la conversión parcial de una previa asimetría leptónica mediante los procesos denominados esfalerones. Dicho marco se engloba dentro de las teorías seesaw, en donde el modelo estándar de partículas se amplía con al menos dos neutrinos pesados de Ma jorana. Estas teorías sirven para dar una interpretación de la diminuta masa de los neutrinos ligeros. En los modelos de Leptogénesis, la asimetréa leptónica es provocada por la desintegración de algunos de dichos neutrinos pesados en partículas del modelo estándar. Una de las características mas reseñables de los modelos inflacionarios es que predicen un power spectrum que es prácticamente invariante bajo un cambio de escala. Esta predicción ha sido confirmada por las diferentes observaciones de las perturbaciones del fondo cósmico de microondas. Dicha invariancia es debida a la simetría ba jo translación temporal presente en las teorías de Inflación (t -> t '= t + c), siendo c una constante, por lo que cualquier teoría in¿acionaria ha de contar con esa simetría aproximada. En nuestro primer trabajo nos planteamos la posibilidad de extender dicha invariancia a una simetría de reparametrización temporal completa (t-> t' = t'(t)). La implementación de esta provoca que los términos permitidos en el lagrangiano de perturbaciones son ahora muchos menos. Como consecuencia se observa que las funciones de onda de las perturbaciones del campo que provoca Inflación se comportan como si estuviesen en un espacio de Minkowsky. Sin embargo, la correcta generación de perturbaciones clásicas se obtiene al tener en cuenta que esta fase debe desembocar en un Universo de Friedmann-Robertson-Walker. Otro aspecto destacable de la teoría es que todas las funciones de correlación a cualquier orden están fijadas por únicamente dos parámetros, la amplitud del power spectrum y la velocidad del sonido de las perturbaciones. El estudio de las perturbaciones del fondo cósmico de microondas ha logrado obtener una precisión inimaginable tan solo 20 años atrás acerca de muchos parámetros cosmológicos, relacionados por ejemplo con el contenido de materia y energía de nuestro Universo, o su geometría espacial. De especial importancia para nuestro traba jo son los parámetros relacionados con Inflación. Cantidades como la amplitud del power spectrum de las per- turbaciones escalares y tensoriales o su desviación de la invariancia de escala, medida por su spectral index han podido ser medidas o acotadas extraordinariamente, dando una información muy importante sobre el proceso mismo de In¿flación. No obstante, para la extracción de esos valores, así como de tantos otros a través del estudio de las perturbaciones del fondo cósmico de microondas, algunas suposiciones han sido hechas en la literatura. Como ejem- plo, en el experimento WMAP se supone una reionización instantánea del Universo a un redshift z comprendido entre 4 y 32. Dado la falta de información acerca de los procesos exactos que dieron lugar a la reionización, en eñ segundo trabajo nos preguntamos cual sería el efecto de un esquema de reionización más general, en el caso en el cual dicho proceso tuviera una duración no nula. La conclusión mas reseñable es la relajación de los límites en el valor del running, que mide la variación respecto a la escala del spectral index. Teniendo en cuenta los nuevos límites, los modelos híbridos de Inflación, anteriormente excluidos, pasan a estar dentro de los límites. En lo referente a Leptogénesis, para el caso estándar en el que existe una jerarquía fuerte en las masas de los neutrinos pesados que generan la asimetría (M1 << M2 << M3 ), existe un límite en la cantidad de asimetría CP que dicha desintegración puede generar, que a su vez se traduce en un límite a la masa del neutrino más ligero de los tres del orden de M1 ~ 10^9 GeV, el as conocido como límite de Davidson-Ibarra. Es necesario entonces que la temperatura de reheating que alcanza el Universo después de Inflación sea como mínimo algo superior a 10^9 GeV para así poder generar los neutrinos pesados térmicamente. En caso contrario, Leptogénesis no podría tener lugar en este contexto. Esta temperatura mínima a su vez genera ciertas dificultades en teorías más allá del modelo estándar de partículas. Es de especial importancia el caso de Supersimetría y la generación de gravitinos en el Universo primitivo. Con una temperatura de reheating tan elevada, en el contexto de supersimetría, en los origines de nuestro Universo se hubiese generado una cantidad tal de gravitinos que su desintegración tardía hubiese comprometido la Nucleosntesis primordial. En nuestro último trabajo estudiamos la asimetría generada por la parte que conserva nº leptónico. Encontramos que Leptogénesis es viable para masas del neutrino pesado más ligero del orden de 10^6 GeV, aliviando los problemas relacionados con altas temperaturas de reheating, en especial el del gravitino.