Constante cosmológica

Bosquejo de la línea de tiempo del Universo en el modelo ΛCDM . La expansión acelerada en el último tercio de la línea de tiempo representa la era dominada por la energía oscura .

Componentes · Estructura

Componentes
Modelo Lambda-CDM Energía oscura · Fluido oscuro · Materia oscura
Estructura
Forma del universo Filamento de galaxias · Formación de galaxias Gran grupo de cuásares Estructura a gran escala Reionización · Formación de estructuras

En la cosmología , la constante cosmológica (por lo general denotado por la letra mayúscula griega lambda : Λ), alternativamente llamada constante cosmológica de Einstein , es la densidad de energía del espacio, o la energía del vacío , que surge en Albert Einstein 's ecuaciones de campo de la relatividad general . Está estrechamente asociado al concepto de energía oscura . ^[1]

Einstein introdujo originalmente el concepto en 1917 ^[2] para contrarrestar los efectos de la gravedad y lograr un universo estático , una noción que era la opinión aceptada en ese momento. Einstein abandonó el concepto en 1931 después de la confirmación de Hubble de la expansión del universo. ^[3] Desde la década de 1930 hasta finales de la de 1990, la mayoría de los físicos asumieron que la constante cosmológica era igual a cero. ^[4] Eso cambió con el sorprendente descubrimiento en 1998 de que la expansión del universo se está acelerando , lo que implica la posibilidad de un valor positivo distinto de cero para la constante cosmológica. ^[5]

Desde la década de 1990, los estudios han demostrado que alrededor del 68% de la densidad masa-energía del universo se puede atribuir a la llamada energía oscura. ^[6] La constante cosmológica Λ es la explicación más simple posible para la energía oscura y se utiliza en el modelo estándar actual de cosmología conocido como modelo ΛCDM .

De acuerdo con la teoría cuántica de campos (QFT) que subyace a la física de partículas moderna , el espacio vacío se define por el estado de vacío, que es una colección de campos cuánticos . Todos estos campos cuánticos exhiben fluctuaciones en su estado fundamental (densidad de energía más baja) que surgen de la energía de punto cero presente en todas partes del espacio. Estas fluctuaciones de punto cero deberían actuar como una contribución a la constante cosmológica Λ, pero cuando se realizan cálculos, estas fluctuaciones dan lugar a una enorme energía de vacío. ^[7]La discrepancia entre la energía del vacío teorizada de la teoría cuántica de campos y la energía del vacío observada de la cosmología es una fuente de gran controversia, con los valores predichos excediendo la observación en unos 120 órdenes de magnitud, una discrepancia que se ha llamado "la peor predicción teórica de la historia. de la física ". ^[8] Este tema se llama el problema de la constante cosmológica y es uno de los mayores misterios de la ciencia, y muchos físicos creen que "el vacío es la clave para una comprensión completa de la naturaleza". ^[9]

Historia

Einstein incluyó la constante cosmológica como un término en sus ecuaciones de campo para la relatividad general porque no estaba satisfecho de que, de lo contrario, sus ecuaciones no permitieran, aparentemente, un universo estático : la gravedad haría que un universo que inicialmente estaba en equilibrio dinámico se contrajera. Para contrarrestar esta posibilidad, Einstein agregó la constante cosmológica. ^[3] Sin embargo, poco después de que Einstein desarrollara su teoría estática, las observaciones de Edwin Hubble indicaron que el universo parece estar expandiéndose; esto era consistente con una solución cosmológica a las ecuaciones de relatividad general originales que había sido encontrada por el matemático Friedmann, trabajando en las ecuaciones de Einstein de la relatividad general. Según se informa, Einstein se refirió a su incapacidad para aceptar la validación de sus ecuaciones, cuando habían predicho la expansión del universo en teoría, antes de que se demostrara en la observación del corrimiento al rojo cosmológico, como su "mayor error". ^[10]

De hecho, agregar la constante cosmológica a las ecuaciones de Einstein no conduce a un universo estático en equilibrio porque el equilibrio es inestable: si el universo se expande ligeramente, entonces la expansión libera energía del vacío , lo que causa aún más expansión. Asimismo, un universo que se contrae levemente seguirá contrayéndose. ^[11]

Sin embargo, la constante cosmológica siguió siendo un tema de interés teórico y empírico. Empíricamente, la avalancha de datos cosmológicos en las últimas décadas sugiere fuertemente que nuestro universo tiene una constante cosmológica positiva. ^[5] La explicación de este valor pequeño pero positivo es un desafío teórico sobresaliente, el llamado problema de la constante cosmológica .

Algunas generalizaciones tempranas de la teoría gravitacional de Einstein, conocidas como teorías clásicas de campo unificado , introdujeron una constante cosmológica sobre bases teóricas o descubrieron que surgió naturalmente de las matemáticas. Por ejemplo, Sir Arthur Stanley Eddington afirmó que la versión constante cosmológica de la ecuación de campo vacío expresó la " epistemológico propiedad" que el universo es "auto- calibración ", y Erwin Schrödinger puro- 's afín teoría usando un simple principio variacional produjo la ecuación de campo con un término cosmológico.

Secuencia de eventos 1915–1998

En 1915 Einstein publica sus ecuaciones de la relatividad general , sin una constante cosmológica $Λ$ .
En 1917, Einstein agrega el parámetro $Λ$ a sus ecuaciones cuando se da cuenta de que su teoría implica un universo dinámico para el cual el espacio es función del tiempo. Luego le da a esta constante un valor muy particular para obligar a su modelo de Universo a permanecer estático y eterno (universo estático de Einstein), que luego llamará "la mayor estupidez de su vida".
En 1922, el físico ruso Alexander Friedmann muestra matemáticamente que las ecuaciones de Einstein (cualquiera que sea $Λ$ ) siguen siendo válidas en un universo dinámico.
En 1927 el astrofísico belga Georges Lemaître muestra que el Universo está en expansión al combinar la Relatividad General con algunas observaciones astronómicas, las del Hubble en particular.
En 1931 Einstein finalmente acepta la teoría de un universo en expansión y propuso, en 1932 con el físico y astrónomo holandés Willem de Sitter , un modelo de un Universo en continua expansión con constante cosmológica cero (espacio-tiempo de Einstein-de Sitter).
En 1998 dos equipos de astrofísicos, uno liderado por Saul Perlmutter , el otro liderado por Brian Schmidt y Adam Riess , realizaron mediciones sobre supernovas distantes y muestran que la velocidad de recesión de las galaxias en relación con la Vía Láctea aumenta con el tiempo. El universo está en expansión acelerada, lo que requiere tener un $Λ$ estrictamente positivo . El universo contendría una misteriosa energía oscura produciendo una fuerza repulsiva que contrarresta el frenado gravitacional producido por la materia contenida en el universo (ver modelo cosmológico estándar ).

Por este trabajo, Perlmutter (estadounidense), Schmidt (estadounidense-australiano) y Riess (estadounidense) recibieron conjuntamente el Premio Nobel de Física en 2011.

Ecuación

Proporciones estimadas de materia oscura y energía oscura (que puede ser la constante cosmológica ^[1] ) en el universo. Según las teorías actuales de la física, la energía oscura ahora domina como la mayor fuente de energía del universo, en contraste con épocas anteriores cuando era insignificante.

La constante cosmológica $Λ$ aparece en las ecuaciones de campo de Einstein en la forma

{\ Displaystyle R _ {\ mu \ nu} - {\ tfrac {1} {2}} R \, g _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ sobre do ^ {4}} \, T _ {\ mu \ nu},}

donde el tensor / escalar de Ricci R y el tensor métrico g describen la estructura del espacio-tiempo , el tensor de tensión-energía T describe la energía y la densidad de momento y el flujo de la materia en ese punto en el espacio-tiempo, y las constantes universales de gravitación G y la La velocidad de la luz c son factores de conversión que surgen cuando se utilizan unidades de medida tradicionales. Cuando $Λ$ es cero, esto se reduce a la ecuación de campo de la relatividad general generalmente utilizada a mediados del siglo XX. Cuando $T$ es cero, la ecuación de campo describe el espacio vacío (el vacío ).

La constante cosmológica tiene el mismo efecto que una densidad de energía intrínseca del vacío, $ρ$ _vac (y una presión asociada ). En este contexto, comúnmente se mueve al lado derecho de la ecuación y se define con un factor de proporcionalidad de 8 $π$ : $Λ$ = 8 $π ρ$ _vac , donde se utilizan las convenciones unitarias de la relatividad general (de lo contrario, los factores de $G$ y $c$ también aparecería, es decir, $Λ$ = 8 $π ρ vac G / c$ ⁴ = $κ ρ$ _vac , donde $κ$ es la versión reescalada de Einstein de la constante gravitacional G ). Es común citar valores de densidad de energía directamente, aunque todavía usando el nombre "constante cosmológica", usando unidades de Planck de modo que 8 $πG$ = 1. La verdadera dimensión de $Λ$ es la longitud ^-2 .

Usando los valores conocidos en 2018 y las unidades de Planck para $Ω Λ$ =0,6889 ± 0,0056 y $H$ ₀ =67,66 ± 0,42 (km / s) / Mpc =(2.192 7664 ± 0.0136) × 10 ⁻¹⁸ s ⁻¹ , $Λ$ tiene el valor de

{\ Displaystyle {\ begin {alineado} \ Lambda = 3 \, \ left ({\ frac {\, H_ {0} \,} {c}} \ right) ^ {2} \ Omega _ {\ Lambda} & = 1.1056 \ times 10 ^ {- 52} \ {\ text {m}} ^ {- 2} \\ & = 2.888 \ times 10 ^ {- 122} \, \ ell _ {\ text {P}} ^ { -2} \ end {alineado}}}

donde es la longitud de Planck . Una densidad de energía de vacío positiva resultante de una constante cosmológica implica una presión negativa y viceversa. Si la densidad de energía es positiva, la presión negativa asociada impulsará una expansión acelerada del universo, como se observa. (Consulte Energía oscura e inflación cósmica para obtener más detalles). $\ell _{\text{P}}$

$Ω Λ$ (Omega sub Lambda)

En lugar de la constante cosmológica en sí, los cosmólogos a menudo se refieren a la relación entre la densidad de energía debida a la constante cosmológica y la densidad crítica del universo, el punto de inflexión para una densidad suficiente para evitar que el universo se expanda para siempre. Esta relación generalmente se denota $Ω Λ,$ y se estima que es0,6889 ± 0,0056 , según los resultados publicados por Planck Collaboration en 2018. ^[12]

En un universo plano, $Ω Λ$ es la fracción de la energía del universo debida a la constante cosmológica, es decir, lo que llamaríamos intuitivamente la fracción del universo que se compone de energía oscura. Tenga en cuenta que este valor cambia con el tiempo: la densidad crítica cambia con el tiempo cosmológico , pero la densidad de energía debido a la constante cosmológica permanece sin cambios a lo largo de la historia del universo; la cantidad de energía oscura aumenta a medida que crece el universo, pero no la cantidad de materia. ^{[ cita requerida ]}

Ecuación de estado

Otra proporción que utilizan los científicos es la ecuación de estado , generalmente denominada $w$ , que es la proporción de presión que ejerce la energía oscura sobre el universo con respecto a la energía por unidad de volumen. ^[13] Esta relación es $w$ = −1 para la constante cosmológica utilizada en las ecuaciones de Einstein; Las formas alternativas de energía del vacío que varían en el tiempo, como la quintaesencia, generalmente usan un valor diferente. El valor $w$ = −1.028 ± 0.032 , medido por Planck Collaboration (2018) ^[12] es consistente con−1 , asumiendo que $w$ no cambia durante el tiempo cósmico.

Valor positivo

Lambda-CDM, expansión acelerada del universo. La línea de tiempo en este diagrama esquemático se extiende desde la era del Big Bang / inflación hace 13,7 Byr hasta el tiempo cosmológico actual.

Las observaciones anunciadas en 1998 de la relación distancia-desplazamiento al rojo para las supernovas de Tipo Ia ^[5] indicaron que la expansión del universo se está acelerando. Cuando se combinan con las mediciones de la radiación cósmica de fondo de microondas, esto implica un valor de Ω _Λ ≈ 0,7, ^[14] un resultado que ha sido apoyado y refinado por mediciones más recientes. ^[15] Hay otras causas posibles de un universo en aceleración , como la quintaesencia , pero la constante cosmológica es en muchos aspectos la solución más simple . Por lo tanto, el modelo estándar actual de cosmología, el modelo Lambda-CDM, incluye la constante cosmológica, que se mide en el orden de 10 ⁻⁵² m ⁻² , en unidades métricas. A menudo se expresa como10 ⁻³⁵ s ⁻² (por multiplicación con c ² , es decir ≈10 ¹⁷ m ² ⋅s ⁻² ) o como 10 ⁻¹²² ℓ _P^-2 ^[16] (en unidades del cuadrado de la longitud de Planck, es decir, ≈10 ⁻⁷⁰ m ² ). El valor se basa en mediciones recientes de densidad de energía del vacío, . ^[17] $\rho _{\text{vacuum}}=5.96\times 10^{-27}{\text{ kg/m}}^{3}=5.3566\times 10^{-10}{\text{ J/m}}^{3}=3.35{\text{ GeV/m}}^{3}$

Como se vio recientemente, por obras de 't Hooft , Susskind y otros, una constante cosmológica positiva tiene consecuencias sorprendentes, como una entropía máxima finita del universo observable (ver el principio holográfico ). ^[18]

Predicciones

Teoría cuántica de campos

Problema sin resolver en física :

¿Por qué la energía del punto cero del vacío cuántico no causa una gran constante cosmológica? ¿Qué lo anula?

(más problemas sin resolver en física)

Un gran problema pendiente es que la mayoría de las teorías de campos cuánticos predicen un valor enorme para el vacío cuántico . Una suposición común es que el vacío cuántico es equivalente a la constante cosmológica. Aunque no existe ninguna teoría que apoye esta suposición, se pueden presentar argumentos a su favor. ^[19]

Dichos argumentos se basan generalmente en el análisis dimensional y la teoría de campo efectiva . Si el universo se describe mediante una teoría de campo cuántica local efectiva hasta la escala de Planck , entonces esperaríamos una constante cosmológica del orden de ( en unidades de Planck reducidas). Como se señaló anteriormente, la constante cosmológica medida es menor que esto por un factor de ~ 10 ¹²⁰ . Esta discrepancia ha sido llamada "¡la peor predicción teórica en la historia de la física!" ^[8] $M_{\rm {pl}}^{2}$ $1$

Algunas teorías supersimétricas requieren una constante cosmológica que sea exactamente cero, lo que complica aún más las cosas. Este es el problema de la constante cosmológica , el peor problema del ajuste fino en la física : no existe una forma natural conocida de derivar la diminuta constante cosmológica utilizada en cosmología a partir de la física de partículas .

No se sabe que ningún vacío en el panorama de la teoría de cuerdas respalde una constante cosmológica positiva metaestable, y en 2018 un grupo de cuatro físicos avanzó una conjetura controvertida que implicaría que tal universo no existe . ^[20]

Principio antrópico

Steven Weinberg señaló una posible explicación para el valor pequeño pero distinto de cero en 1987 siguiendo el principio antrópico . ^[21]Weinberg explica que si la energía del vacío tomara diferentes valores en diferentes dominios del universo, entonces los observadores necesariamente medirían valores similares a los que se observan: la formación de estructuras que sostienen la vida se suprimiría en dominios donde la energía del vacío es mucho mayor. Específicamente, si la energía del vacío es negativa y su valor absoluto es sustancialmente mayor de lo que parece ser en el universo observado (digamos, un factor de 10 más grande), manteniendo constantes todas las demás variables (por ejemplo, densidad de materia), eso significaría que el el universo está cerrado; además, su vida sería más corta que la edad de nuestro universo, posiblemente demasiado corta para que se forme vida inteligente. Por otro lado, un universo con una gran constante cosmológica positiva se expandiría demasiado rápido, evitando la formación de galaxias. Según Weinberg,los dominios donde la energía del vacío es compatible con la vida serían comparativamente raros. Utilizando este argumento, Weinberg predijo que la constante cosmológica tendría un valor de menos de cien veces el valor aceptado actualmente.^[22] En 1992, Weinberg refinó esta predicción de la constante cosmológica de 5 a 10 veces la densidad de la materia. ^[23]

Este argumento depende de la falta de variación de la distribución (espacial o de otro tipo) en la densidad de energía del vacío, como se esperaría si la energía oscura fuera la constante cosmológica. No hay evidencia de que la energía del vacío varíe, pero puede ser el caso si, por ejemplo, la energía del vacío es (incluso en parte) el potencial de un campo escalar como el inflatón residual (ver también quintaesencia ). Otro enfoque teórico que aborda el tema es el del multiverso.teorías, que predicen un gran número de universos "paralelos" con diferentes leyes de la física y / o valores de constantes fundamentales. Nuevamente, el principio antrópico establece que solo podemos vivir en uno de los universos que sea compatible con alguna forma de vida inteligente. Los críticos afirman que estas teorías, cuando se utilizan como explicación para el ajuste fino, cometen la falacia del jugador inverso .

En 1995, el argumento de Weinberg fue refinado por Alexander Vilenkin para predecir un valor para la constante cosmológica que era solo diez veces la densidad de la materia, ^[24] es decir, aproximadamente tres veces el valor actual desde que se determinó.

No detectar la energía oscura.

Un intento de observar directamente la energía oscura en un laboratorio no logró detectar una nueva fuerza. ^[25] Inferir la presencia de energía oscura a través de su interacción con bariones en el fondo cósmico de microondas también ha dado lugar a un resultado negativo, ^[26] aunque los análisis actuales se han derivado solo en el régimen de perturbación lineal.

Ver también

Gran rasgón
Mecanismo de Higgs
Solución Lambdavacuum
Naturalidad (física)
Electrodinámica cuántica
relatividad de Sitter
Efecto unruh

Referencias

Notas al pie

^ a b
Bien puede ser que la energía oscura se explique por una constante cosmológica estática, o que esta energía misteriosa no sea constante en absoluto y haya cambiado con el tiempo, como en el caso de la quintaesencia , ver por ejemplo:
- "La física invita a la idea de que el espacio contiene energía cuyo efecto gravitacional se aproxima al de la constante cosmológica de Einstein, Λ; hoy en día el concepto se denomina energía oscura o quintaesencia". Peebles y Ratra (2003) , pág. 1
- "Entonces parecería que el fluido cosmológico está dominado por algún tipo de densidad de energía fantástica, que tiene presión negativa, y que acaba de comenzar a desempeñar un papel importante en la actualidad. Aún no se ha construido una teoría convincente para explicar este estado de cosas, aunque los modelos cosmológicos basados en un componente de energía oscura, como la constante cosmológica (Λ) o la quintaesencia (Q), son los principales candidatos ". Caldwell (2002) , pág. 2
↑ Einstein (1917)
↑ a b Rugh y Zinkernagel (2001) , p. 3
^
Sobre la constante cosmológica que se piensa que tiene un valor cero, ver por ejemplo:
- "Dado que el límite superior cosmológico era mucho menor que cualquier valor esperado de la teoría de partículas, la mayoría de los teóricos de partículas simplemente asumieron que, por alguna razón desconocida, esta cantidad era cero". Weinberg (1989) , pág. 3 $\left|\left\langle \rho \right\rangle +\lambda /8\pi G\right|$
- "Un descubrimiento astronómico de época sería establecer mediante una observación convincente que Λ es distinto de cero". Carroll, Press y Turner (1992) , pág. 500
- "Antes de 1998, no había evidencia astronómica directa para Λ y el límite superior de observación era tan fuerte (Λ <10-120 unidades de Planck) que muchos físicos de partículas sospechaban que algún principio fundamental debía forzar su valor a ser precisamente cero". Barrow y Shaw (2011) , pág. 1
- "El único otro valor natural es Λ = 0. Si Λ realmente es pequeño pero no cero, agrega una pista más estimulante aunque enigmática a la física por descubrir". Peebles y Ratra (2003) , pág. 333
^ a b c
Ver por ejemplo:
- "Este es el resultado independiente de dos equipos. Supernova Cosmology Project ( Perlmutter et al. (1999) ; ver también Perlmutter et al. (1998) ) y el High-Z Supernova Search Team ( Riess et al. (1998) ; también véase Schmidt et al. (1998) ) " Weinberg (2015) , p. 376
↑ Redd (2013)
^ Rugh y Zinkernagel (2001) , p. 1
^ a b
Ver por ejemplo:
- "Esto da una respuesta aproximadamente 120 órdenes de magnitud más alta que los límites superiores de Λ establecidos por las observaciones cosmológicas. ¡Esta es probablemente la peor predicción teórica en la historia de la física!" Hobson, Efstathiou y Lasenby (2006) , pág. 187
- "Esto, como veremos más adelante, es aproximadamente 120 órdenes de magnitud más grande de lo que permite la observación". Carroll, Press y Turner (1992) , pág. 503
- "Las expectativas teóricas para la constante cosmológica superan los límites de observación en unos 120 órdenes de magnitud". Weinberg (1989) , pág. 1
^
Ver por ejemplo:
- "el vacío tiene la clave para una comprensión completa de la naturaleza" Davies (1985) , p. 104
- "El problema teórico de explicar la constante cosmológica es uno de los mayores desafíos de la física teórica. Es muy probable que necesitemos una teoría de la gravedad cuántica completamente desarrollada (tal vez la teoría de supercuerdas) antes de que podamos entender Λ". Hobson, Efstathiou y Lasenby (2006) , pág. 188
↑
Existe cierto debate sobre si Einstein calificó a la constante cosmológica como su "mayor error", y todas las referencias se remontan a una sola persona: George Gamow . (Véase Gamow ( 1956 , 1970 )). Por ejemplo:
- "El astrofísico y autor Mario Livio no puede encontrar documentación que ponga esas palabras en la boca de Einstein (o, para el caso, en su pluma). En cambio, todas las referencias eventualmente conducen a un hombre, el físico George Gamow, que informó sobre el uso de la frase por parte de Einstein en dos fuentes: su autobiografía My World Line (1970) publicada póstumamente y un artículo de Scientific American de septiembre de 1956 ". Rosen (2013)
- También nos parece bastante plausible que Einstein le hiciera tal afirmación a Gamow en particular. Concluimos que hay pocas dudas de que Einstein llegó a considerar la introducción de la constante cosmológica como un error grave, y que es muy plausible que haya etiquetado la califica su "mayor error" en al menos una ocasión ". O'Raifeartaigh y Mitton (2018) , pág. 1
^ Ryden (2003) , p. 59
^ a b Colaboración de Planck (2018)
^ Brumfiel (2007) , p. 246
^ Véase, por ejemplo, Baker et al. (1999)
^ Véase, por ejemplo, la Tabla 9 en The Planck Collaboration (2015a) , p. 27
^ Barrow y Shaw (2011)
^ Calculado sobre la base de la constante de Hubble yde The Planck Collaboration (2015b) $\Omega _{\Lambda }$
^ Dyson, Kleban y Susskind (2002)
^ Rugh y Zinkernagel (2001) , p. ?
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^ Weinberg (1987)
^ Vilenkin (2006) , págs. 138-139
^ Weinberg (1992) , p. 182
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Bibliografía

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enlaces externos

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Noticia: Más evidencia de que la energía oscura es la constante cosmológica
Artículo de constante cosmológica de Scholarpedia
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[CC_Definition-1] Bien puede ser que la energía oscura se explique por una constante cosmológica estática, o que esta energía misteriosa no sea constante en absoluto y haya cambiado con el tiempo, como en el caso de la quintaesencia , ver por ejemplo:
"La física invita a la idea de que el espacio contiene energía cuyo efecto gravitacional se aproxima al de la constante cosmológica de Einstein, Λ; hoy en día el concepto se denomina energía oscura o quintaesencia". Peebles y Ratra (2003) , pág. 1
"Entonces parecería que el fluido cosmológico está dominado por algún tipo de densidad de energía fantástica, que tiene presión negativa, y que acaba de comenzar a desempeñar un papel importante en la actualidad. Aún no se ha construido una teoría convincente para explicar este estado de cosas, aunque los modelos cosmológicos basados en un componente de energía oscura, como la constante cosmológica (Λ) o la quintaesencia (Q), son los principales candidatos ". Caldwell (2002) , pág. 2

[2] "La física invita a la idea de que el espacio contiene energía cuyo efecto gravitacional se aproxima al de la constante cosmológica de Einstein, Λ; hoy en día el concepto se denomina energía oscura o quintaesencia". Peebles y Ratra (2003) , pág. 1

[3] "Entonces parecería que el fluido cosmológico está dominado por algún tipo de densidad de energía fantástica, que tiene presión negativa, y que acaba de comenzar a desempeñar un papel importante en la actualidad. Aún no se ha construido una teoría convincente para explicar este estado de cosas, aunque los modelos cosmológicos basados en un componente de energía oscura, como la constante cosmológica (Λ) o la quintaesencia (Q), son los principales candidatos ". Caldwell (2002) , pág. 2

[2] Einstein (1917)

[Rugh_2001_3-3] Rugh y Zinkernagel (2001) , p. 3

[Λ_=_0?-4] Sobre la constante cosmológica que se piensa que tiene un valor cero, ver por ejemplo:
"Dado que el límite superior cosmológico era mucho menor que cualquier valor esperado de la teoría de partículas, la mayoría de los teóricos de partículas simplemente asumieron que, por alguna razón desconocida, esta cantidad era cero". Weinberg (1989) , pág. 3 $\left|\left\langle \rho \right\rangle +\lambda /8\pi G\right|$
"Un descubrimiento astronómico de época sería establecer mediante una observación convincente que Λ es distinto de cero". Carroll, Press y Turner (1992) , pág. 500
"Antes de 1998, no había evidencia astronómica directa para Λ y el límite superior de observación era tan fuerte (Λ <10-120 unidades de Planck) que muchos físicos de partículas sospechaban que algún principio fundamental debía forzar su valor a ser precisamente cero". Barrow y Shaw (2011) , pág. 1
"El único otro valor natural es Λ = 0. Si Λ realmente es pequeño pero no cero, agrega una pista más estimulante aunque enigmática a la física por descubrir". Peebles y Ratra (2003) , pág. 333

[7] "Dado que el límite superior cosmológico era mucho menor que cualquier valor esperado de la teoría de partículas, la mayoría de los teóricos de partículas simplemente asumieron que, por alguna razón desconocida, esta cantidad era cero". Weinberg (1989) , pág. 3 $\left|\left\langle \rho \right\rangle +\lambda /8\pi G\right|$

[8] "Un descubrimiento astronómico de época sería establecer mediante una observación convincente que Λ es distinto de cero". Carroll, Press y Turner (1992) , pág. 500

[9] "Antes de 1998, no había evidencia astronómica directa para Λ y el límite superior de observación era tan fuerte (Λ <10-120 unidades de Planck) que muchos físicos de partículas sospechaban que algún principio fundamental debía forzar su valor a ser precisamente cero". Barrow y Shaw (2011) , pág. 1

[10] "El único otro valor natural es Λ = 0. Si Λ realmente es pequeño pero no cero, agrega una pista más estimulante aunque enigmática a la física por descubrir". Peebles y Ratra (2003) , pág. 333

[1998_Discovery-5] Ver por ejemplo:
"Este es el resultado independiente de dos equipos. Supernova Cosmology Project ( Perlmutter et al. (1999) ; ver también Perlmutter et al. (1998) ) y el High-Z Supernova Search Team ( Riess et al. (1998) ; también véase Schmidt et al. (1998) ) " Weinberg (2015) , p. 376

[12] "Este es el resultado independiente de dos equipos. Supernova Cosmology Project ( Perlmutter et al. (1999) ; ver también Perlmutter et al. (1998) ) y el High-Z Supernova Search Team ( Riess et al. (1998) ; también véase Schmidt et al. (1998) ) " Weinberg (2015) , p. 376

[6] Redd (2013)

[7] Rugh y Zinkernagel (2001) , p. 1

[CC_Problem-8] Ver por ejemplo:
"Esto da una respuesta aproximadamente 120 órdenes de magnitud más alta que los límites superiores de Λ establecidos por las observaciones cosmológicas. ¡Esta es probablemente la peor predicción teórica en la historia de la física!" Hobson, Efstathiou y Lasenby (2006) , pág. 187
"Esto, como veremos más adelante, es aproximadamente 120 órdenes de magnitud más grande de lo que permite la observación". Carroll, Press y Turner (1992) , pág. 503
"Las expectativas teóricas para la constante cosmológica superan los límites de observación en unos 120 órdenes de magnitud". Weinberg (1989) , pág. 1

[16] "Esto da una respuesta aproximadamente 120 órdenes de magnitud más alta que los límites superiores de Λ establecidos por las observaciones cosmológicas. ¡Esta es probablemente la peor predicción teórica en la historia de la física!" Hobson, Efstathiou y Lasenby (2006) , pág. 187

[17] "Esto, como veremos más adelante, es aproximadamente 120 órdenes de magnitud más grande de lo que permite la observación". Carroll, Press y Turner (1992) , pág. 503

[18] "Las expectativas teóricas para la constante cosmológica superan los límites de observación en unos 120 órdenes de magnitud". Weinberg (1989) , pág. 1

[CC_Problem_3-9] Ver por ejemplo:
"el vacío tiene la clave para una comprensión completa de la naturaleza" Davies (1985) , p. 104
"El problema teórico de explicar la constante cosmológica es uno de los mayores desafíos de la física teórica. Es muy probable que necesitemos una teoría de la gravedad cuántica completamente desarrollada (tal vez la teoría de supercuerdas) antes de que podamos entender Λ". Hobson, Efstathiou y Lasenby (2006) , pág. 188

[20] "el vacío tiene la clave para una comprensión completa de la naturaleza" Davies (1985) , p. 104

[21] "El problema teórico de explicar la constante cosmológica es uno de los mayores desafíos de la física teórica. Es muy probable que necesitemos una teoría de la gravedad cuántica completamente desarrollada (tal vez la teoría de supercuerdas) antes de que podamos entender Λ". Hobson, Efstathiou y Lasenby (2006) , pág. 188

[Biggest_Blunder-10] Existe cierto debate sobre si Einstein calificó a la constante cosmológica como su "mayor error", y todas las referencias se remontan a una sola persona: George Gamow . (Véase Gamow ( 1956 , 1970 )). Por ejemplo:
"El astrofísico y autor Mario Livio no puede encontrar documentación que ponga esas palabras en la boca de Einstein (o, para el caso, en su pluma). En cambio, todas las referencias eventualmente conducen a un hombre, el físico George Gamow, que informó sobre el uso de la frase por parte de Einstein en dos fuentes: su autobiografía My World Line (1970) publicada póstumamente y un artículo de Scientific American de septiembre de 1956 ". Rosen (2013)
También nos parece bastante plausible que Einstein le hiciera tal afirmación a Gamow en particular. Concluimos que hay pocas dudas de que Einstein llegó a considerar la introducción de la constante cosmológica como un error grave, y que es muy plausible que haya etiquetado la califica su "mayor error" en al menos una ocasión ". O'Raifeartaigh y Mitton (2018) , pág. 1

[23] "El astrofísico y autor Mario Livio no puede encontrar documentación que ponga esas palabras en la boca de Einstein (o, para el caso, en su pluma). En cambio, todas las referencias eventualmente conducen a un hombre, el físico George Gamow, que informó sobre el uso de la frase por parte de Einstein en dos fuentes: su autobiografía My World Line (1970) publicada póstumamente y un artículo de Scientific American de septiembre de 1956 ". Rosen (2013)

[24] También nos parece bastante plausible que Einstein le hiciera tal afirmación a Gamow en particular. Concluimos que hay pocas dudas de que Einstein llegó a considerar la introducción de la constante cosmológica como un error grave, y que es muy plausible que haya etiquetado la califica su "mayor error" en al menos una ocasión ". O'Raifeartaigh y Mitton (2018) , pág. 1

[11] Ryden (2003) , p. 59

[Planck-2018-12] Colaboración de Planck (2018)

[13] Brumfiel (2007) , p. 246

[14] Véase, por ejemplo, Baker et al. (1999)

[15] Véase, por ejemplo, la Tabla 9 en The Planck Collaboration (2015a) , p. 27

[16] Barrow y Shaw (2011)

[17] Calculado sobre la base de la constante de Hubble yde The Planck Collaboration (2015b) $\Omega _{\Lambda }$

[18] Dyson, Kleban y Susskind (2002)

[19] Rugh y Zinkernagel (2001) , p. ?

[20] Wolchover, Natalie (9 de agosto de 2018). "La energía oscura puede ser incompatible con la teoría de cuerdas" . Revista Quanta . Fundación Simons . Consultado el 2 de abril de 2020 .

[21] Weinberg (1987)

[22] Vilenkin (2006) , págs. 138-139

[23] Weinberg (1992) , p. 182

[24] Vilenkin (2006) , p. 146

[25] HACER Sabulsky; I. Dutta; EA Hinds; B. Anciano; C. Burrage; EJ Copeland (2019). "Experimento para detectar fuerzas de energía oscura mediante interferometría atómica". Cartas de revisión física . 123 (6): 061102. arXiv : 1812.08244 . Código bibliográfico : 2019PhRvL.123f1102S . doi : 10.1103 / PhysRevLett.123.061102 . PMID 31491160 . S2CID 118935116 .

[26] S. Vagnozzi; L. Visinelli; O. Mena; D. Mota (2019). "¿Tenemos alguna esperanza de detectar la dispersión entre la energía oscura y los bariones a través de la cosmología?". Lun. No. Roy. Astron. Soc . 493 (1): 1139. arXiv : 1911.12374 . Código Bib : 2020MNRAS.493.1139V . doi : 10.1093 / mnras / staa311 .

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