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Problema de la constante cosmológica

Problema sin resolver en física ¿Por qué la densidad de energía del vacío es mucho menor que la energía de punto cero sugerida por la teoría cuántica de campos? Más problemas si...

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Problema sin resolver en física
¿Por qué la densidad de energía del vacío es mucho menor que la energía de punto cero sugerida por la teoría cuántica de campos?
Más problemas sin resolver en física

En cosmología , el problema de la constante cosmológica o catástrofe del vacío es el desacuerdo sustancial entre los valores observados de la densidad de energía del vacío (el pequeño valor de la constante cosmológica ) y el valor teórico mucho mayor de la energía del punto cero sugerido por la teoría cuántica de campos .

Dependiendo del límite de energía de Planck y otros factores, se calcula que la contribución de la energía del vacío cuántico a la constante cosmológica efectiva es entre 50 y hasta 122 órdenes de magnitud mayor que la observada en realidad, [ 1 ] [ 2 ] un estado de cosas descrito por los físicos como "la mayor discrepancia entre teoría y experimento en toda la ciencia" [ 1 ] y "probablemente la peor predicción teórica en la historia de la física". [ 3 ]

Historia

La idea de que el espacio vacío podría contener energía de radiación de punto cero fue propuesta por Walther Nernst en 1916. [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] Predijo que el valor debía ser cero o muy pequeño. En 1926, Wilhelm Lenz concluyó que "Si se permiten ondas de las longitudes de onda observadas más cortas λ ≈ 2 × 10 −11 cm, ... y si esta radiación, convertida en densidad de materia ( u / c 2 ≈ 10 6 ), contribuyera a la curvatura del universo observable, se obtendría una densidad de energía del vacío de tal valor que el radio del universo observable no alcanzaría ni siquiera la Luna". [ 7 ] [ 6 ] Wolfgang Pauli llegó a la misma conclusión en 1933. [ 8 ] [ 9 ] La idea de que la energía del vacío estaba relacionada con la expansión del universo fue propuesta por Georges Lemaître en 1934. [ 8 ]

Tras el desarrollo de la teoría cuántica de campos en la década de 1940 y la observación de la expansión del universo en la década de 1950, el primero en abordar las contribuciones de las fluctuaciones cuánticas a la constante cosmológica fue Yakov Zeldovich en la década de 1960. [ 10 ] [ 11 ] [ 8 ] En mecánica cuántica, el vacío mismo debería experimentar fluctuaciones cuánticas. En relatividad general, esas fluctuaciones cuánticas constituyen energía que se sumaría a la constante cosmológica. Sin embargo, Zeldovich calculó que la densidad de energía del vacío era cuarenta órdenes de magnitud mayor que la constante cosmológica observada. [ 8 ]

En la década de 1970, debido al descubrimiento de la interacción electrodébil , se agregó otra contribución a la constante cosmológica debido a la ruptura espontánea de simetría , lo que aumentó la discrepancia. [ 8 ] Estimaciones posteriores del grado de desajuste fueron tan altas como 120 a 122 órdenes de magnitud; [ 12 ] [ 13 ] La investigación moderna sugiere que, cuando se tiene en cuenta la invariancia de Lorentz , el grado de desajuste se acerca a 60 órdenes de magnitud. [ 13 ] [ 14 ]

Con el desarrollo de la cosmología inflacionaria en la década de 1980, el problema adquirió mayor relevancia: dado que la inflación cósmica está impulsada por la energía del vacío, las diferencias en la modelización de dicha energía dan lugar a enormes diferencias en las cosmologías resultantes. Si la energía del vacío fuera precisamente cero, como se creía anteriormente, la expansión del universo no se aceleraría como se observa, según el modelo estándar Λ-CDM . [ 15 ]

En 1989, Steven Weinberg demostró que las diferentes contribuciones a la constante cosmológica no pueden, bajo condiciones generales, cancelarse sin un ajuste fino de sus valores; este resultado se conoció como el teorema de imposibilidad de Weinberg . [ 8 ] [ 12 ] En la década de 2000, Weinberg también propuso lo que a veces se denomina el nuevo problema cosmológico , que consiste en encontrar una teoría que coincida con su valor distinto de cero. El nuevo problema cosmológico se suele equiparar con el problema de la coincidencia cósmica (el hecho de que la densidad de energía de la materia oscura y la energía oscura sean del mismo orden de magnitud en la actualidad). [ 8 ] [ 16 ] [ 17 ]

Valores estimados

La densidad de energía del vacío del Universo basada en las mediciones de 2015 de la colaboración Planck es ρ vac =5,96 × 10 −27  kg/m 3 ≘5,3566 × 10 −10  J/m 3 =3,35  GeV/m³ [ 18 ] [ nota 1 ] o aproximadamente2,5 × 10 −47  GeV 4 en unidades geometrizadas .

Una evaluación, realizada por Jérôme Martin del Institut d'Astrophysique de Paris en 2012, situó la escala de energía del vacío teórica esperada en torno a 10 8 GeV 4 , para una diferencia de aproximadamente 55 órdenes de magnitud. [ 13 ]

Dependencia del punto de corte y renormalización

La energía del vacío calculada es una contribución positiva, en lugar de negativa, a la constante cosmológica porque el vacío existente tiene una presión cuántica negativa , mientras que en la relatividad general , el efecto gravitacional de la presión negativa es una especie de repulsión. (La presión aquí se define como el flujo de momento cuántico a través de una superficie). Aproximadamente, la energía del vacío se calcula sumando sobre todos los campos cuánticos conocidos, teniendo en cuenta las interacciones y autointeracciones entre los estados fundamentales, y luego eliminando todas las interacciones por debajo de una longitud de onda de "corte" mínima para reflejar que las teorías existentes fallan y pueden no ser aplicables alrededor de la escala de corte. Debido a que la energía depende de cómo interactúan los campos dentro del estado de vacío actual, la contribución de la energía del vacío habría sido diferente en el universo temprano; por ejemplo, la energía del vacío habría sido significativamente diferente antes de la ruptura de la simetría electrodébil durante la época de los quarks . [ 13 ]

La energía del vacío en la teoría cuántica de campos puede establecerse a cualquier valor mediante la renormalización . Esta perspectiva trata la constante cosmológica simplemente como otra constante física fundamental no predicha ni explicada por la teoría. [ 19 ] Dicha constante de renormalización debe elegirse con mucha precisión debido a la discrepancia de muchos órdenes de magnitud entre la teoría y la observación, y muchos teóricos consideran que esta constante ad hoc equivale a ignorar el problema. [ 1 ]

Utilizar la masa de Planck como límite para un esquema de regularización de corte proporciona una diferencia de 120 órdenes de magnitud entre la energía del vacío y la constante cosmológica. [ 20 ] Sin embargo, este método viola la covarianza de Lorentz . [ 20 ] En cambio, usar la regularización dimensional reduce esta diferencia a aproximadamente 56 órdenes de magnitud. [ 20 ]

Soluciones propuestas

Algunas propuestas implican modificar la gravedad para que se aparte de la relatividad general. Estas propuestas se enfrentan al obstáculo de que los resultados de las observaciones y experimentos realizados hasta ahora han tendido a ser extremadamente consistentes con la relatividad general y el modelo ΛCDM, e inconsistentes con las modificaciones propuestas hasta el momento. Además, algunas de las propuestas son posiblemente incompletas, ya que resuelven el problema de la "nueva" constante cosmológica al proponer que la constante cosmológica real es exactamente cero en lugar de un número diminuto, pero no logran resolver el problema de la "antigua" constante cosmológica de por qué las fluctuaciones cuánticas parecen no producir energía de vacío sustancial en primer lugar. Sin embargo, muchos físicos argumentan que, debido en parte a la falta de mejores alternativas, las propuestas para modificar la gravedad deberían considerarse "una de las vías más prometedoras para abordar" el problema de la constante cosmológica. [ 21 ]

Bill Unruh y colaboradores han argumentado que cuando la densidad de energía del vacío cuántico se modela con mayor precisión como un campo cuántico fluctuante, el problema de la constante cosmológica no surge. [ 22 ] En una dirección diferente, George FR Ellis y otros han sugerido que en la gravedad unimodular , las contribuciones problemáticas simplemente no gravitan. [ 23 ] [ 24 ] Recientemente, se ha propuesto un principio de acción totalmente invariante bajo difeomorfismos que proporciona las ecuaciones de movimiento para la gravedad de Einstein sin traza, donde la constante cosmológica emerge como una constante de integración. [ 25 ]

Otro argumento, debido a Stanley Brodsky y Robert Shrock, es que en la cuantización del frente de luz , el vacío de la teoría cuántica de campos se vuelve esencialmente trivial. En ausencia de valores esperados del vacío, no hay contribución de la electrodinámica cuántica , las interacciones débiles y la cromodinámica cuántica a la constante cosmológica. Por lo tanto, se predice que es cero en un espaciotiempo plano . [ 26 ] [ 27 ] A partir de la perspectiva de la cuantización del frente de luz , el origen del problema de la constante cosmológica se remonta a términos no físicos no causales en el cálculo estándar, que conducen a un valor erróneamente grande de la constante cosmológica. [ 28 ]

En 2018, se propuso un mecanismo para cancelar Λ mediante el uso de un potencial de ruptura de simetría en un formalismo lagrangiano en el que la materia muestra una presión no nula. El modelo supone que la materia estándar proporciona una presión que contrarresta la acción debida a la constante cosmológica. Luongo y Muccino demostraron que este mecanismo permite tomar la energía del vacío como predice la teoría cuántica de campos , pero eliminando la enorme magnitud mediante un término de contrapeso debido únicamente a los bariones y la materia oscura fría . [ 29 ]

En 1999, Andrew Cohen , David B. Kaplan y Ann Nelson propusieron que las correlaciones entre los límites UV e IR en la teoría cuántica de campos efectiva son suficientes para reducir la constante cosmológica teórica a la constante cosmológica medida debido al límite de Cohen-Kaplan-Nelson (CKN). [ 30 ] En 2021, Nikita Blinov y Patrick Draper confirmaron mediante el principio holográfico que el límite CKN predice la constante cosmológica medida, manteniendo al mismo tiempo las predicciones de la teoría de campos efectiva en condiciones menos extremas. [ 31 ]

Algunos proponen una solución antrópica, [ 32 ] y argumentan que vivimos en una región de un vasto multiverso que tiene diferentes regiones con diferentes energías de vacío. Estos argumentos antrópicos postulan que solo las regiones de baja energía de vacío, como aquella en la que vivimos, son razonablemente capaces de sustentar vida inteligente. Tales argumentos han existido de alguna forma desde al menos 1981. Alrededor de 1987, Steven Weinberg estimó que la energía máxima de vacío permitida para la formación de estructuras ligadas gravitacionalmente es problemáticamente grande, incluso dados los datos de observación disponibles en 1987, y concluyó que la explicación antrópica parece fallar; sin embargo, estimaciones más recientes de Weinberg y otros, basadas en otras consideraciones, encuentran que el límite está más cerca del nivel real observado de energía oscura. [ 33 ] [ 34 ] Los argumentos antrópicos gradualmente ganaron credibilidad entre muchos físicos después del descubrimiento de la energía oscura y el desarrollo del panorama teórico de la teoría de cuerdas , pero todavía son ridiculizados por una parte sustancial escéptica de la comunidad científica por ser problemáticos de verificar. Los defensores de las soluciones antrópicas están divididos en varias cuestiones técnicas relacionadas con cómo calcular la proporción de regiones del universo con diversas constantes de energía oscura. [ 33 ] [ 21 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ Calculado en base a la constante de Hubble y elparámetro de densidad de energía oscura Ω Λ .

Referencias

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