Constante cosmológica
Na cosmologia física, a constante cosmológica, alternativamente chamada de constante cosmológica de Einstein, é um coeficiente que Albert Einstein adicionou inicialmente às suas equações de campo da relatividade geral. Ele a removeu posteriormente; no entanto, muito mais tarde, ela foi revivida para expressar a densidade de energia do espaço, ou energia do vácuo, que surge na mecânica quântica. Ela está intimamente associada ao conceito de energia escura.
Em Principia (1687), Isaac Newton identificou uma força central proporcional à distância como um dos "dois principais casos de atração", ao lado da lei do inverso do quadrado da gravidade; na física moderna, esta lei de força linear é matematicamente equivalente à força associada a uma constante cosmológica. A constante cosmológica foi introduzida originalmente no artigo de 1917 de Albert Einstein intitulado Considerações Cosmológicas na Teoria da Relatividade Geral. Einstein incluiu a constante cosmológica como um termo em suas equações de campo para a relatividade geral porque estava insatisfeito com o fato de que, de outra forma, suas equações não permitiam um universo estático: a gravidade faria com que um universo inicialmente não expansivo se contraísse. Para neutralizar essa possibilidade, Einstein adicionou a constante cosmológica. No entanto, ele não estava feliz em adicionar esse termo cosmológico. Mais tarde, ele afirmou: "Desde que introduzi este termo, sempre tive a consciência pesada... Sou incapaz de acreditar que tal coisa feia seja realmente realizada na natureza". O universo estático de Einstein é instável contra perturbações de densidade de matéria. Além disso, sem a constante cosmológica, Einstein poderia ter encontrado a expansão do universo antes das observações de Hubble.
A constante cosmológica Λ aparece nas Equações de campo de Einstein na forma R μ ν − 1 2 R g μ ν + Λ g μ ν = κ T μ ν , {\displaystyle R_{\mu \nu }-{\tfrac {1}{2}}R\,g_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }=\kappa T_{\mu \nu },} onde o tensor de Ricci Rμν, o escalar de Ricci R e o tensor métrico gμν descrevem a estrutura do espaço-tempo, o tensor tensão-energia Tμν descreve a densidade de energia, densidade de momento e tensão naquele ponto no espaço-tempo, e κ = 8πG/c4. A constante gravitacional G e a velocidade da luz c são constantes universais. Quando Λ é zero, isso se reduz à equação de campo da relatividade geral usualmente usada no século XX. Quando Tμν é zero, a equação de campo descreve o espaço vazio (um vácuo). A constante cosmológica tem o mesmo efeito que uma densidade de energia intrínseca do vácuo, ρvac (e uma pressão associada). Neste contexto, é comumente movida para o lado direito da equação usando Λ = κρvac. É comum citar valores de densidade de energia diretamente, embora ainda usando o nome "constante cosmológica". A dimensão de Λ é geralmente entendida como comprimento−2.
Parâmetro de densidade Ω
O parâmetro de densidade adimensional Ω representa a razão entre a densidade real de um componente do universo e a densidade crítica. O parâmetro de densidade total para um universo plano (concluído pelo WMAP), pode ser expresso como: Ω total = Ω m + Ω Λ + Ω k = 1 {\displaystyle \Omega _{\text{total}}=\Omega _{m}+\Omega _{\Lambda }+\Omega _{k}=1} Em vez da constante cosmológica em si, os cosmólogos frequentemente se referem à razão entre a densidade de energia devida à constante cosmológica e a densidade crítica do universo, o ponto de inflexão para uma densidade suficiente para impedir que o universo se expanda para sempre (o parâmetro de densidade de energia escura). Estima-se que essa razão seja 0,714, de acordo com os resultados publicados pela Colaboração Planck em 2018 e claramente mencionados no WMAP. Mais intuitivamente, este parâmetro poderia ser descrito como a fração do universo que é composta de energia escura. Observe que este valor muda ao longo do tempo: A densidade crítica muda com o tempo cosmológico [en], mas a densidade de energia devida à constante cosmológica permanece inalterada ao longo da história do universo, porque a quantidade de energia escura aumenta à medida que o universo cresce, mas a quantidade de matéria não.
Equação de estado
Outra razão que é usada pelos cientistas é a equação de estado, geralmente denotada por w, que é a razão entre a pressão que a energia escura exerce sobre o universo e a energia por unidade de volume. Essa razão é w = −1 para a constante cosmológica usada nas equações de Einstein; formas alternativas de energia de vácuo variáveis no tempo, como a quintessência, geralmente usam um valor diferente. O valor w = −1,028 ± 0,032, medido pela Colaboração Planck (2018) é consistente com −1, assumindo que w não muda ao longo do tempo cósmico.
Observações anunciadas em 1998 da relação distância-desvio para o vermelho (redshift) para supernovas tipo Ia indicaram que a expansão do universo está acelerando, se assumirmos o princípio cosmológico. Quando combinadas com medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, estas implicaram um valor de ΩΛ ≈ 0,7, um resultado que foi apoiado e refinado por medições mais recentes (bem como trabalhos anteriores). Se assumirmos o princípio cosmológico, como é o caso para todos os modelos que usam a métrica FLRW, embora existam outras causas possíveis para um universo em aceleração, como a quintessência, a constante cosmológica é, na maioria dos aspectos, a solução mais simples. Assim, o modelo Lambda-CDM, o atual modelo padrão da cosmologia que usa a métrica FLRW, inclui a constante cosmológica, que é medida na ordem de 10−52 m−2. Pode ser expressa como 10−35 s−2 (multiplicando por c2 ≈ 1017 m2⋅s−2) ou como 10−122 ℓP−2 (onde ℓP é o comprimento de Planck). O valor é baseado em medições recentes da densidade de energia do vácuo, ρvac = 5,96 × 10−27 kg/m3 ≘ 5,3566 × 10−10 J/m3 = 3,35 GeV/m3. No entanto, devido à tensão de Hubble e ao dipolo da RCF [en], recentemente foi proposto que o princípio cosmológico não é mais verdadeiro no universo tardio e que a métrica FLRW falha, então é possível que as observações geralmente atribuídas a um universo em aceleração sejam simplesmente um resultado do princípio cosmológico não se aplicar ao universo tardio.
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Teoria quântica de campos
Por que a energia de ponto zero do vácuo quântico não causa uma grande constante cosmológica? O que a cancela? Um grande problema pendente é que a maioria das teorias quânticas de campos prevê um valor enorme para o vácuo quântico. Uma suposição comum é que o vácuo quântico é equivalente à constante cosmológica. Embora não exista nenhuma teoria que suporte essa suposição, argumentos podem ser feitos a seu favor. Tais argumentos baseiam-se geralmente na análise dimensional e na teoria de campo efetiva [en]. Se o universo é descrito por uma teoria de campo quântico local efetiva até a escala de Planck, então esperaríamos uma constante cosmológica da ordem de M p l 2 {\textstyle M_{\rm {pl}}^{2}} ( 1 {\textstyle 1} em unidades de Planck reduzidas). Como observado acima, a constante cosmológica medida é menor que isso por um fator de ~10120. Essa discrepância tem sido chamada de "a pior previsão teórica na história da física".
Princípio antrópico
Uma possível explicação para o valor pequeno, mas diferente de zero, foi notada por Steven Weinberg em 1987 seguindo o princípio antrópico. Weinberg explica que se a energia do vácuo assumisse valores diferentes em diferentes domínios do universo, então os observadores mediriam necessariamente valores semelhantes aos que são observados: a formação de estruturas que sustentam a vida seria suprimida em domínios onde a energia do vácuo fosse muito maior. Especificamente, se a energia do vácuo for negativa e seu valor absoluto for substancialmente maior do que parece ser no universo observado (digamos, um fator de 10 vezes maior), mantendo todas as outras variáveis (por exemplo, densidade de matéria) constantes, isso significaria que o universo é fechado; além disso, seu tempo de vida seria menor que a idade do nosso universo, possivelmente curto demais para a formação de vida inteligente. Por outro lado, um universo com uma grande constante cosmológica positiva se expandiria muito rápido, impedindo a formação de galáxias. De acordo com Weinberg, domínios onde a energia do vácuo é compatível com a vida seriam comparativamente raros. Usando esse argumento, Weinberg previu que a constante cosmológica teria um valor de menos de cem vezes o valor aceito atualmente. Em 1992, Weinberg refinou essa previsão da constante cosmológica para 5 a 10 vezes a densidade da matéria.
Falha ao detectar a energia escura
Uma tentativa de observar e relacionar diretamente quanta ou campos como a partícula camaleão [en] ou a teoria do simetron [en] à energia escura, em um ambiente de laboratório, falhou em detectar uma nova força. Inferir a presença de energia escura através de sua interação com bárions na radiação cósmica de fundo (CMB) também levou a um resultado negativo, embora as análises atuais tenham sido derivadas apenas no regime de perturbação linear. Também é possível que a dificuldade em detectar a energia escura se deva ao fato de que a constante cosmológica descreve uma interação existente e conhecida (ex: campo eletromagnético).
