Constante cosmológica

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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.

Universo temprano

Antecedentes
Inflación Nucleosíntesis
Onda gravitacional (GWB) Microondas (CMB) Neutrino (CNB)

Expansión Futuro

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

Experimentos

Científicos

Lista de cosmólogos

Historia de la asignatura

En cosmología, la constante cosmológica (generalmente denotada por la letra mayúscula griega lambda : Λ), alternativamente llamada constante cosmológica de Einstein, es el coeficiente constante de un término que Albert Einstein agregó temporalmente a sus ecuaciones de campo de la relatividad general. Más tarde se lo quitó. Mucho más tarde fue revivido y reinterpretado como la densidad de energía del espacio, o energía del vacío, que surge en la mecánica cuántica. Está estrechamente asociado con el concepto de energía oscura.

Einstein introdujo originalmente la constante en 1917 para contrarrestar el efecto de la gravedad y lograr un universo estático, una noción que era la opinión aceptada en ese momento. Einstein abandonó la constante en 1931 después de la confirmación de Hubble de la expansión del universo. Desde la década de 1930 hasta finales de la de 1990, la mayoría de los físicos estuvieron de acuerdo con la retractación de Einstein, asumiendo que la constante cosmológica es igual a cero. 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.

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. 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 los cálculos, estas fluctuaciones dan lugar a una enorme energía de vacío. 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 ". Este problema 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".

Contenido

1 Historia
2 Secuencia de eventos 1915–1998
3 ecuación
- 3,1 Ω Λ (Omega sub Lambda)
- 3.2 Ecuación de estado
4 Valor positivo
5 predicciones
- 5.1 Teoría cuántica de campos
- 5.2 Principio antrópico
- 5.3 No detectar la energía oscura
6 Véase también
7 referencias
- 7.1 Notas al pie
- 7.2 Bibliografía
  - 7.2.1 Literatura primaria
  - 7.2.2 Literatura secundaria: noticias, artículos y libros de divulgación científica
  - 7.2.3 Literatura secundaria: artículos de revisión, monografías y libros de texto
8 Enlaces externos

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. 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".

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.

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. La explicación de este pequeño pero positivo valor 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), al 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 en supernovas distantes y muestran que la velocidad de las galaxias que retroceden 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) 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

R_{\mu \nu }-{\tfrac {1}{2}}R\,g_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}\,T_{\mu \nu },

R μ ν-

1 2

R gramo μ ν + Λ gramo μ ν = 8 π GRAMO C 4 T μ ν , {\ Displaystyle R _ {\ mu \ nu} - {\ tfrac {1} {2}} R \, g _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ sobre do ^ {4}} \, T _ {\ mu \ nu},}

{\ 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 el 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 utilizada habitualmente en el 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

{\begin{aligned}\Lambda =3\,\left({\frac {\,H_{0}\,}{c}}\right)^{2}\Omega _{\Lambda }amp;=1.1056\times 10^{-52}\ {\text{m}}^{-2}\\amp;=2.888\times 10^{-122}\,l_{\text{P}}^{-2}\end{aligned}}

Λ = 3 ( H 0 C ) 2 Ω Λ = 1.1056 × 10 - 52 metro - 2 = 2.888 × 10 - 122 l PAG - 2

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

{\ Displaystyle {\ begin {alineado} \ Lambda = 3 \, \ left ({\ frac {\, H_ {0} \,} {c}} \ right) ^ {2} \ Omega _ {\ Lambda} amp; = 1.1056 \ times 10 ^ {- 52} \ {\ text {m}} ^ {- 2} \\ amp; = 2.888 \ times 10 ^ {- 122} \, l _ {\ 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). $l_{\text{P}}$

l PAG

{\ Displaystyle l _ {\ text {P}}}

{\ Displaystyle l _ {\ 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 por Ω Λ y se estima que es0,6889 ± 0,0056, según los resultados publicados por Planck Collaboration en 2018.

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, porque la cantidad de energía oscura aumenta a medida que el universo crece, pero la cantidad de materia sí. no.

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. 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) 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 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, un resultado que ha sido respaldado y refinado por mediciones más recientes. Hay otras causas posibles de un universo en aceleración, como la quintaesencia, pero la constante cosmológica es en la mayoría de los 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 de10 ⁻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 (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,. $\rho _{\text{vacuum}}=5.96\times 10^{-27}{\text{ kg/m}}^{3}=5.3566\times 10^{-10}{\text{ J/m}}^{3}=3.35{\text{ GeV/m}}^{3}$

ρ aspiradora=5,96× 10 - 27 kg / m 3=5.3566× 10 - 10 J / m 3=3.35 GeV / m 3

{\ Displaystyle \ rho _ {\ text {vacío}} = 5,96 \ times 10 ^ {- 27} {\ text {kg / m}} ^ {3} = 5,3566 \ times 10 ^ {- 10} {\ text { J / m}} ^ {3} = 3.35 {\ text {GeV / m}} ^ {3}}

{\ Displaystyle \ rho _ {\ text {vacío}} = 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 ).

Predicciones

Teoría cuántica de campos

Ver también: problema cosmológico constante Problema sin resolver en física:

¿Por qué la energía de 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.

Estos argumentos suelen estar basados en análisis dimensional y 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!" $M_{\rm {pl}}^{2}$

METRO pag l 2

{\ Displaystyle M _ {\ rm {pl}} ^ {2}}

{\ Displaystyle M _ {\ rm {pl}} ^ {2}}

{\ Displaystyle 1}

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.

Principio antrópico

Steven Weinberg señaló una posible explicación para el valor pequeño pero distinto de cero en 1987 siguiendo el principio antrópico. 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. En 1992, Weinberg refinó esta predicción de la constante cosmológica de 5 a 10 veces la densidad de la materia.

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 trata el tema es el de las teorías de multiverso, 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, 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. Inferir la presencia de energía oscura a través de su interacción con bariones en el fondo cósmico de microondas también ha conducido a un resultado negativo, aunque los análisis actuales se han derivado solo en el régimen de perturbación lineal.

Ver también

Referencias

Notas al pie

Bibliografía

Literatura primaria

Baker, JC; Grainge, K.; Hobson, diputado; Jones, ME; Kneissl, R.; Lasenby, AN; O'Sullivan, CMM; Pooley, G.; Rocha, G.; Saunders, R.; Scott, PF; Waldram, EM; et al. (1999). "Detección de la estructura de fondo de microondas cósmico en un segundo campo con el Telescopio de Anisotropía Cósmica". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society. 308 (4): 1173-1178. arXiv : astro-ph / 9904415. Código bibliográfico : 1999MNRAS.308.1173B. doi : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02829.x. ISSN 0035-8711. S2CID 10867413.
Dyson, L.; Kleban, M.; Susskind, L. (2002). "Implicaciones perturbadoras de una constante cosmológica". Revista de Física de Altas Energías. 2002 (10): 011. arXiv : hep-th / 0208013. Código bibliográfico : 2002JHEP... 10..011D. doi : 10.1088 / 1126-6708 / 2002/10/011. ISSN 1029-8479. S2CID 2344440.
Einstein, A. (1917). "Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie". Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften. Berlín, DE. parte 1: 142-152. Código Bibliográfico : 1917SPAW....... 142E. Archivado desde el original el 21 de marzo de 2019. Consultado el 15 de noviembre de 2014.
Gamow, G. (1956). "El universo evolutivo". Scientific American. 195 (3): 136-156. Código Bibliográfico : 1956SciAm.195c.136G. doi : 10.1038 / scientificamerican0956-136. JSTOR 24941749.
Gamow, G. (1970). My World Line: una autobiografía informal. Nueva York, NY: Viking Press. ISBN 978-0-670-50376-6. LCCN 79094855. OCLC 70097.
Perlmutter, S.; Aldering, G.; Valle, M. Della; Deustua, S.; Ellis, RS; Fabbro, S.; Fruchter, A.; Goldhaber, G.; Novio, DE; Hook, mensajería instantánea; Kim, AG; Kim, MI; Knop, RA; Lidman, C.; McMahon, RG; Nugent, P.; Dolor, R.; Panagia, N.; Pennypacker, CR; Ruiz-Lapuente, P.; Schaefer, B.; Walton, N. (1998). "Descubrimiento de una explosión de supernova a la mitad de la edad del Universo". Naturaleza. 391 (6662): 51–54. arXiv : astro-ph / 9712212. Código Bibliográfico : 1998Natur.391... 51P. doi : 10.1038 / 34124. ISSN 0028-0836. S2CID 4329577.
Perlmutter, S.; Aldering, G.; Goldhaber, G.; Knop, RA; Nugent, P.; Castro, PG; Deustua, S.; Fabbro, S.; Goobar, A.; Novio, DE; Hook, mensajería instantánea; Kim, AG; Kim, MI; Lee, JC; Nunes, Nueva Jersey; Pain, R.; Pennypacker, CR; Quimby, R.; Lidman, C.; Ellis, RS; Irwin, M.; McMahon, RG; Ruiz-Lapuente, P.; Walton, N.; Schaefer, B.; Boyle, BJ; Filippenko, AV; Matheson, T.; Fruchter, AS; Panagia, N.; Newberg, HJM; Couch, WJ; Proyecto de cosmología de supernovas (1999). "Medidas de Ω y Λ de 42 supernovas de alto corrimiento al rojo". El diario astrofísico. 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph / 9812133. Código bibliográfico : 1999ApJ... 517..565P. doi : 10.1086 / 307221. ISSN 0004-637X. S2CID 118910636.
Riess, AG; Filippenko, AV; Challis, P.; Clocchiatti, A.; Diercks, A.; Garnavich, PM; Gilliland, RL; Hogan, CJ; Jha, S.; Kirshner, RP; Leibundgut, B.; Phillips, MM; Reiss, D.; Schmidt, BP; Schommer, RA; Smith, RC; Spyromilio, J.; Stubbs, C.; Suntzeff, NB; Tonry, J. (1998). "Evidencia observacional de supernovas para un universo en aceleración y una constante cosmológica". El diario astronómico. 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph / 9805201. Código Bibliográfico : 1998AJ.... 116.1009R. doi : 10.1086 / 300499. ISSN 0004-6256. S2CID 15640044.
Schmidt, BP; Suntzeff, NB; Phillips, MM; Schommer, RA; Clocchiatti, A.; Kirshner, RP; Garnavich, P.; Challis, P.; Leibundgut, B.; Spyromilio, J.; Riess, AG; Filippenko, AV; Hamuy, M.; Smith, RC; Hogan, C.; Stubbs, C.; Diercks, A.; Reiss, D.; Gilliland, R.; Tonry, J.; Maza, J.; Dressler, A.; Walsh, J.; Ciardullo, R. (1998). "La búsqueda de supernovas de alta Z: medición de la desaceleración cósmica y la curvatura global del universo utilizando supernovas de tipo Ia". El diario astrofísico. 507 (1): 46–63. arXiv : astro-ph / 9805200. Código Bibliográfico : 1998ApJ... 507... 46S. doi : 10.1086 / 306308. ISSN 0004-637X. S2CID 15762698.
La colaboración de Planck (2016). "Resultados Planck 2015 I. Resumen de productos y resultados científicos". Astronomía y Astrofísica. 594: A1. arXiv : 1502.01582. Bibcode : 2016A y A... 594A... 1P. doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201527101. S2CID 119213675.
Colaboración Planck (2016). "Resultados Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica. 594: A13. arXiv : 1502.01589. Bibcode : 2016A amp; A... 594A..13P. doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201525830. ISSN 0004-6361. S2CID 119262962.
La colaboración de Planck (2020). "Resultados Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica. 641: A6. arXiv : 1807.06209. Bibcode : 2020A amp; A... 641A... 6P. doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833910. S2CID 119335614.
Weinberg, S. (1987). "Antrópico ligado a la constante cosmológica". Phys. Rev. Lett. 59 (22): 2607–2610. Código Bibliográfico : 1987PhRvL..59.2607W. doi : 10.1103 / PhysRevLett.59.2607. PMID 10035596.

Literatura secundaria: noticias, artículos de divulgación científica y libros

Abbott, Larry (1988). "El misterio de la constante cosmológica". Scientific American. 258 (5): 106-113. Código Bibliográfico : 1988SciAm.258e.106A. doi : 10.1038 / scientificamerican0588-106. ISSN 0036-8733. S2CID 30023659.
Barrow, JD; Webb, JK (2005). "Constantes inconstantes" (PDF). Scientific American. 292 (6): 56–63. Código bibliográfico : 2005SciAm.292f..56B. doi : 10.1038 / scientificamerican0605-56. ISSN 0036-8733. PMID 15934653.
Brumfiel, G. (2007). "Un problema constante" (PDF). Naturaleza. 448 (7151): 245–248. Código Bibliográfico : 2007Natur.448..245B. doi : 10.1038 / 448245a. ISSN 0028-0836. PMID 17637631. S2CID 4428576.
Davies, PCW (1985). Superforce: La búsqueda de una gran teoría unificada de la naturaleza. Nueva York: Simon y Schuster. ISBN 978-0-671-47685-4. LCCN 84005473. OCLC 12397205.
Hogan, J. (2007). "Bienvenido al lado oscuro" (PDF). Naturaleza. 448 (7151): 240–245. Código Bibliográfico : 2007Natur.448..240H. doi : 10.1038 / 448240a. ISSN 0028-0836. PMID 17637630. S2CID 4415960.
O'Raifeartaigh, C.; Mitton, S. (2018). "El mayor error" de Einstein: interrogar a la leyenda ". Física en perspectiva. 20 (4): 318–341. arXiv : 1804.06768. doi : 10.1007 / s00016-018-0228-9. S2CID 119097586.
Redd, NT (2013). "¿Qué es la Energía Oscura?". space.com. Archivado desde el original el 19 de mayo de 2016. Consultado el 28 de octubre de 2018.
Rosen, RJ (2013). "Einstein probablemente nunca dijo una de sus frases más citadas". theatlantic.com. El Atlántico. Archivado desde el original el 10 de agosto de 2013. Consultado el 6 de marzo de 2017.

Literatura secundaria: artículos de revisión, monografías y libros de texto

Barrow, JD; Shaw, DJ (2011). "El valor de la constante cosmológica". Relatividad general y gravitación. 43 (10): 2555-2560. arXiv : 1105.3105. Código Bibliográfico : 2011GReGr..43.2555B. doi : 10.1007 / s10714-011-1199-1. ISSN 0001-7701. S2CID 55125081.
Caldwell, RR (2002). "¿Una amenaza fantasma? Consecuencias cosmológicas de un componente de energía oscura con ecuación de estado supernegativa". Physics Letters B. 545 (1–2): 23–29. arXiv : astro-ph / 9908168. Código bibliográfico : 2002PhLB..545... 23C. doi : 10.1016 / S0370-2693 (02) 02589-3. ISSN 0370-2693. S2CID 9820570.
Carroll, SM ; Presione, WH ; Turner, EL (1992). "La constante cosmológica" (PDF). Revista anual de astronomía y astrofísica. 30 (1): 499–542. Código bibliográfico : 1992ARA amp; A..30..499C. doi : 10.1146 / annurev.aa.30.090192.002435. ISSN 0066-4146. PMC 5256042. PMID 28179856.
Hobson, diputado; Efstathiou, GP; Lasenby, AN (2006). Relatividad general: una introducción para físicos (2014 ed.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82951-9. LCCN 2006277059. OCLC 903178203.
Joyce, A.; Jain, B.; Khoury, J.; Trodden, M. (2015). "Más allá del modelo estándar cosmológico". Informes de física. 568: 1–98. arXiv : 1407.0059. Código bibliográfico : 2015PhR... 568.... 1J. doi : 10.1016 / j.physrep.2014.12.002. ISSN 0370-1573. S2CID 119187526.
Peebles, PJE ; Ratra, B. (2003). "La constante cosmológica y la energía oscura". Reseñas de Física Moderna. 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph / 0207347. Código Bibliográfico : 2003RvMP... 75..559P. doi : 10.1103 / RevModPhys.75.559. ISSN 0034-6861. S2CID 118961123.
Rugh, S; Zinkernagel, H. (2001). "El vacío cuántico y el problema de la constante cosmológica". Estudios de Historia y Filosofía de la Física Moderna. 33 (4): 663–705. arXiv : hep-th / 0012253. Código bibliográfico : 2002SHPMP..33..663R. doi : 10.1016 / S1355-2198 (02) 00033-3. S2CID 9007190.
Ryden, BS (2003). Introducción a la cosmología. San Francisco: Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-8912-8. LCCN 2002013176. OCLC 50478401.
Vilenkin, A. (2006). Muchos mundos en uno: la búsqueda de otros universos. Nueva York: Hill y Wang. ISBN 978-0-8090-9523-0. LCCN 2005027057. OCLC 799428013.
Weinberg, S. (1989). "El problema de la constante cosmológica" (PDF). Reseñas de Física Moderna. 61 (1): 1–23. Código Bibliográfico : 1989RvMP... 61.... 1W. doi : 10.1103 / RevModPhys.61.1. hdl : 2152/61094. ISSN 0034-6861.
Weinberg, S. (1992). Sueños de una teoría final: la búsqueda del científico de las leyes fundamentales de la naturaleza. Nueva York: Pantheon Books. ISBN 978-0-679-74408-5. LCCN 93030534. OCLC 319776354.
Weinberg, S. (2015). Conferencias sobre Mecánica Cuántica (2ª ed.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-11166-0. LCCN 2015021123. OCLC 910664598.

enlaces externos

Michael, E., Universidad de Colorado, Departamento de Ciencias Astrofísicas y Planetarias, " La constante cosmológica "
Carroll, Sean M., "La constante cosmológica" (breve), "La constante cosmológica" (ampliada).
Noticia: Más evidencia de que la energía oscura es la constante cosmológica
Artículo de constante cosmológica de Scholarpedia
Copeland, Ed; Merrifield, Mike. "Λ - Constante cosmológica". Sesenta símbolos. Brady Haran para la Universidad de Nottingham.