Na cosmologia física, a constante cosmológica (geralmente denotada pela letra grega maiúscula lambda: ), 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.
Einstein introduziu a constante em 1917. para contrabalançar o efeito da gravidade e alcançar um universo estático, o que era assumido na época. A constante cosmológica de Einstein foi abandonada depois que Edwin Hubble confirmou que o universo estava se expandindo. Da década de 1930 até o final da década de 1990, a maioria dos físicos pensava que a constante cosmológica fosse zero. Isso mudou com a descoberta em 1998 de que a expansão do universo está acelerando, implicando que a constante cosmológica pode ter um valor positivo afinal.
Desde a década de 1990, estudos mostraram que, assumindo o princípio cosmológico, cerca de 68% da densidade de massa-energia do universo pode ser atribuída à energia escura. A constante cosmológica é a explicação mais simples possível para a energia escura e é usada no modelo padrão da cosmologia conhecido como modelo ΛCDM.
De acordo com a teoria quântica de campos (TQC), que fundamenta a física de partículas moderna, o espaço vazio é definido pelo estado de vácuo, que é composto por uma coleção de campos quânticos. Todos esses campos quânticos exibem flutuações em seu estado fundamental (menor densidade de energia) decorrentes da energia de ponto zero existente em todos os lugares no espaço. Essas flutuações de ponto zero deveriam contribuir para a constante cosmológica , mas os cálculos reais dão origem a uma enorme energia de vácuo. A discrepância entre a energia de vácuo teorizada pela teoria quântica de campos e a energia de vácuo observada pela cosmologia é uma fonte de grande controvérsia, com os valores previstos excedendo a observação em cerca de 120 ordens de magnitude, uma discrepância que foi chamada de "a pior previsão teórica na história da física!". Essa questão é chamada de problema da constante cosmológica e é um dos maiores mistérios da ciência, com muitos físicos acreditando que "o vácuo detém a chave para uma compreensão completa da natureza".
História 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.
Em 1929, pouco depois de Einstein desenvolver sua teoria estática, observações de Edwin Hubble indicaram que o universo parece estar se expandindo; isso era consistente com uma solução cosmológica para as equações originais da relatividade geral que havia sido encontrada pelo matemático Alexander Friedmann, trabalhando nas equações de Einstein da relatividade geral. Einstein teria se referido à sua falha em aceitar a validação de suas equações — quando elas previram a expansão do universo em teoria, antes de ser demonstrada na observação do desvio para o vermelho cosmológico — como seu "maior erro" (de acordo com George Gamow).
Descobriu-se que adicionar a constante cosmológica às equações de Einstein não leva a um universo estático em equilíbrio porque o equilíbrio é instável: se o universo se expandir ligeiramente, a expansão libera energia do vácuo, o que causa ainda mais expansão. Da mesma forma, um universo que se contrai ligeiramente continuará se contraindo.
No entanto, a constante cosmológica permaneceu um assunto de interesse teórico e empírico. Empiricamente, os dados cosmológicos das últimas décadas sugerem fortemente que nosso universo tem uma constante cosmológica positiva. A explicação para este valor pequeno, mas positivo, é um desafio teórico remanescente, o chamado problema da constante cosmológica.
Algumas generalizações iniciais da teoria gravitacional de Einstein, conhecidas como teorias de campo unificado clássicas, introduziram uma constante cosmológica em bases teóricas ou descobriram que ela surgia naturalmente da matemática. Por exemplo, Arthur Eddington afirmou que a versão da equação de campo de vácuo com constante cosmológica expressava a propriedade "epistemológica" de que o universo é "auto-calibrável", e a teoria puramente afim de Erwin Schrödinger usando um simples produziu a equação de campo com um termo cosmológico.
Na década de 1990, Saul Perlmutter no Lawrence Berkeley National Laboratory, Brian Schmidt da Universidade Nacional da Austrália e Adam Riess do Space Telescope Science Institute estavam procurando por supernovas tipo Ia. Naquela época, eles esperavam observar a desaceleração das supernovas causada pela atração gravitacional da massa de acordo com a teoria gravitacional de Einstein. Os primeiros relatórios publicados em julho de 1997 pelo Supernova Cosmology Project usaram a observação de supernovas para apoiar tal hipótese de desaceleração. Mas logo eles descobriram que as supernovas estavam se acelerando para longe. Ambas as equipes anunciaram este resultado surpreendente em 1998. Isso implicava que o universo está passando por uma expansão acelerada. A constante cosmológica é necessária para explicar tal aceleração. Após essa descoberta, a constante cosmológica foi reinserida nas equações da relatividade geral.
Sequência de eventos 1915–1998 Em 1915, Einstein publica suas equações da relatividade geral, sem uma constante cosmológica . Em 1917, Einstein adiciona o parâmetro às suas equações quando percebe que sua teoria implica um universo dinâmico para o qual o espaço é uma função do tempo. Ele então dá a essa constante um valor que faz com que seu modelo de Universo permaneça estático e eterno (universo estático de Einstein). Em 1922, o físico russo Alexander Friedmann mostra matematicamente que as equações de Einstein (seja qual for ) permanecem válidas em um universo dinâmico. Em 1927, o astrofísico belga Georges Lemaître mostra que o Universo está se expandindo ao combinar a relatividade geral com observações astronômicas, as de Hubble em particular. Em 1931, Einstein aceita a teoria de um universo em expansão e propõe, em 1931, um modelo de um universo em contínua expansão com constante cosmológica zero (o ). Isso é seguido por outro modelo, em 1932, com o físico e astrônomo holandês Willem de Sitter no qual tanto a constante cosmológica quanto a curvatura espacial são definidas como zero (o ). Em 1998, duas equipes de astrofísicos, o Supernova Cosmology Project e a High-Z Supernova Search Team, realizaram medições em supernovas distantes que mostraram que a velocidade de recessão das galáxias em relação à Via Láctea aumenta com o tempo. O universo está em expansão acelerada, o que requer ter um estritamente positivo. O universo conteria uma misteriosa energia escura produzindo uma força repulsiva que contrabalança a frenagem gravitacional produzida pela matéria contida no universo (veja Modelo cosmológico padrão). Por este trabalho, Perlmutter, Schmidt e Riess receberam conjuntamente o Prêmio Nobel de Física em 2011.
Equação
A constante cosmológica aparece nas Equações de campo de Einstein na forma
onde o tensor de Ricci , o escalar de Ricci e o tensor métrico descrevem a estrutura do espaço-tempo, o tensor tensão-energia descreve a densidade de energia, densidade de momento e tensão naquele ponto no espaço-tempo, e . A constante gravitacional e a velocidade da luz são constantes universais. Quando é zero, isso se reduz à equação de campo da relatividade geral usualmente usada no século XX. Quando 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, (e uma pressão associada). Neste contexto, é comumente movida para o lado direito da equação usando . É comum citar valores de densidade de energia diretamente, embora ainda usando o nome "constante cosmológica". A dimensão de é geralmente entendida como comprimento.
Usando as unidades de Planck, e o valor avaliado em 2025 para a constante de Hubble 0 = 76,5 ± 2,2 (km/s)/Mpc = (2,48 ± 0,07)×10 s, tem o valor de onde é o comprimento de Planck. Uma densidade de energia de vácuo positiva resultante de uma constante cosmológica implica uma pressão negativa, e vice-versa. Se a densidade de energia for positiva, a pressão negativa associada impulsionará uma expansão acelerada do universo, como observado. (Veja Energia escura e Inflação cósmica para detalhes.)
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:
Onde:
Ωm é o parâmetro de densidade de matéria (incluindo tanto a matéria bariônica quanto a escura); ΩΛ é o parâmetro de densidade para a energia escura (constante cosmológica); e Ωk descreve a curvatura do universo que é 0 em um universo plano.
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 , 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 , 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 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 = −1,028 ± 0,032, medido pela Colaboração Planck (2018). é consistente com , assumindo que não muda ao longo do tempo cósmico.
Valor