¿Produce una transición de fase en el universo temprano las condiciones necesarias para la inflación?

En el escenario estándar de ``nueva inflación'', se asume que cuando el campo de Higgs se enfría por debajo de su temperatura de transición de fase T₂, se encuentra en un estado metastable que tiene energía cinética y energía de derivadas espaciales despreciables, pero tiene una gran energía potencial positiva V₀. Por lo tanto, en este esquema, el tensor de energía-momento tiene la forma T₀₁ = -V₀g₀₁ y permanece en esta forma hasta que el estado se vuelve inestable y ``rueda hacia abajo'' hasta su verdadero mínimo en T = T₂. Con este tensor de energía-momento, la ecuación de Einstein para un modelo de Robertson-Walker predice la expansión del universo en una escala de tiempo exponencial, es decir, inflación. Argumentamos aquí que, al menos en muchos modelos posibles, esta imagen estándar del comportamiento del campo cuando se enfría a T₂ y por debajo es incorrecta. En lugar de ser ``sobreenfriado'' a un estado con 0 localmente, el campo debería formar rápidamente dominios con cerca de T₂. La dinámica de la transición de fase está gobernada por el crecimiento y la coalescencia de estos dominios, no por un ``rodar cuesta abajo'' del valor promedio espacial de T. Además, el tensor de energía-momento de T no toma la forma necesaria para producir inflación. Nuestros argumentos se basan principalmente en razonamiento físico, pero están respaldados por el comportamiento conocido de ciertos sistemas de materia condensada. Creemos que nuestra descripción del comportamiento dinámico cerca de la transición de fase es aplicable a una amplia clase de modelos de teoría de campos considerados en la inflación, en particular, a modelos donde T no está acoplado a otros campos y modelos acoplados de gauge de Coleman-Weinberg con g²₁, aunque no se han obtenido criterios precisos para la aplicabilidad de nuestros argumentos.