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Quintaesencia (física)

En física , la quintaesencia es una forma especulativa de energía oscura , más precisamente un campo escalar , postulado como una explicación de la observación de una tasa acelerada de expansión del universo. El primer ejemplo de este escenario fue propuesto por Ratra y Peebles (1988) [1] y Wetterich (1988). [2] [3] El concepto se expandió a tipos más generales de energía oscura variable en el tiempo, y el término "quintaesencia" se introdujo por primera vez en un artículo de 1998 de Robert R. Caldwell , Rahul Dave y Paul Steinhardt . [4] Algunos físicos la han propuesto como una quinta fuerza fundamental . [5] [6] [7] [8] La quintaesencia se diferencia de la explicación de la constante cosmológica de la energía oscura en que es dinámica; es decir, cambia con el tiempo, a diferencia de la constante cosmológica que, por definición, no cambia. La quintaesencia puede ser atractiva o repulsiva según la relación entre su energía cinética y potencial. Quienes trabajan con este postulado creen que la quintaesencia se volvió repulsiva hace unos diez mil millones de años, unos 3.500 millones de años después del Big Bang . [9]

Un grupo de investigadores argumentó en 2021 que las observaciones de la tensión de Hubble pueden implicar que solo son viables los modelos de quintaesencia con una constante de acoplamiento distinta de cero . [10]

Terminología

El nombre proviene de quinta essentia (quinto elemento). Así llamado en latín a partir de la Edad Media, este fue el (primer) elemento añadido por Aristóteles a los otros cuatro elementos clásicos antiguos porque pensaba que era la esencia del mundo celestial. Aristóteles postuló que era un elemento puro, fino y primigenio . Los estudiosos posteriores identificaron este elemento con el éter . De manera similar, la quinta quinta esencia moderna sería la quinta contribución conocida "dinámica, dependiente del tiempo y espacialmente no homogénea" al contenido total de masa y energía del universo.

Por supuesto, los otros cuatro componentes no son los elementos clásicos de la antigua Grecia , sino más bien " bariones , neutrinos , materia oscura , [y] radiación ". Aunque los neutrinos a veces se consideran radiación, el término "radiación" en este contexto solo se usa para referirse a los fotones sin masa . La curvatura espacial del cosmos (que no se ha detectado) se excluye porque no es dinámica y es homogénea; la constante cosmológica no se consideraría un quinto componente en este sentido, porque no es dinámica, es homogénea e independiente del tiempo. [4]

Campo escalar

La quintaesencia ( Q ) es un campo escalar con una ecuación de estado donde w q , la relación entre la presión p q y la densidad q , viene dada por la energía potencial y un término cinético:

Por lo tanto, la quintaesencia es dinámica y, en general, tiene una densidad y un parámetro w q que varían con el tiempo. Por el contrario, una constante cosmológica es estática, con una densidad de energía fija y w q  = −1.

Comportamiento del rastreador

Muchos modelos de quintaesencia tienen un comportamiento de seguimiento , que según Ratra y Peebles (1988) y Paul Steinhardt et al. (1999) resuelve parcialmente el problema de la constante cosmológica . [11] En estos modelos, el campo de quintaesencia tiene una densidad que sigue de cerca (pero es menor que) la densidad de radiación hasta la igualdad materia-radiación , lo que desencadena que la quintaesencia comience a tener características similares a la energía oscura, dominando finalmente el universo. Esto establece naturalmente la escala baja de la energía oscura. [12] Al comparar la tasa de expansión predicha del universo según las soluciones de seguimiento con los datos cosmológicos, una característica principal de las soluciones de seguimiento es que se necesitan cuatro parámetros para describir adecuadamente el comportamiento de su ecuación de estado , [13] [14] mientras que se ha demostrado que, como máximo, un modelo de dos parámetros puede restringirse de manera óptima por datos futuros a mediano plazo (horizonte 2015-2020). [15]

Modelos específicos

Algunos casos especiales de quintaesencia son la energía fantasma , en la que w q  < −1, [16] y la k-esencia (abreviatura de quintaesencia cinética), que tiene una forma no estándar de energía cinética . Si existiera este tipo de energía, causaría una gran ruptura [17] en el universo debido a la creciente densidad energética de la energía oscura, lo que haría que la expansión del universo aumentara a un ritmo más rápido que el exponencial.

Energía oscura holográfica

Los modelos holográficos de energía oscura, comparados con los modelos de constante cosmológica, implican una alta degeneración . [ aclaración necesaria ] [18] Se ha sugerido que la energía oscura podría originarse a partir de fluctuaciones cuánticas del espacio-tiempo y está limitada por el horizonte de eventos del universo. [19]

Los estudios con energía oscura de quintaesencia han demostrado que domina el colapso gravitacional en una simulación del espacio-tiempo, basada en la termalización holográfica. Estos resultados muestran que cuanto menor es el parámetro de estado de la quintaesencia, más difícil es para el plasma termalizarse. [20]

Escenario de Quintom

En 2004, cuando los científicos ajustaron la evolución de la energía oscura a los datos cosmológicos, descubrieron que la ecuación de estado posiblemente había cruzado el límite de la constante cosmológica ( w = –1) de arriba a abajo. Un teorema de ineficacia comprobado indica que esta situación, llamada el escenario de Quintom , requiere al menos dos grados de libertad para los modelos de energía oscura que involucran gases ideales o campos escalares. [21]

Véase también

Referencias

  1. ^ Ratra, P.; Peebles, L. (1988). "Consecuencias cosmológicas de un campo escalar homogéneo rodante". Physical Review D . 37 (12): 3406–3427. Bibcode :1988PhRvD..37.3406R. doi : 10.1103/PhysRevD.37.3406 . PMID  9958635.
  2. ^ Wetterich, C. (13 de junio de 1988). "Cosmología y el destino de la simetría de dilatación". Física nuclear B . 302 (4): 668–696. arXiv : 1711.03844 . Código Bibliográfico :1988NuPhB.302..668W. doi :10.1016/0550-3213(88)90193-9. ISSN  0550-3213. S2CID  118970077.
  3. ^ Doran, Michael (1 de octubre de 2001). "Quintaesencia y separación de los picos del fondo cósmico de microondas". The Astrophysical Journal . 559 (2). et al.: 501–506. arXiv : astro-ph/0012139 . Bibcode :2001ApJ...559..501D. doi :10.1086/322253. S2CID  119454400 – vía Iopscience.
  4. ^ ab Caldwell, RR; Dave, R.; Steinhardt, PJ (1998). "Huella cosmológica de un componente energético con ecuación general de estado". Physical Review Letters . 80 (8): 1582–1585. arXiv : astro-ph/9708069 . Código Bibliográfico :1998PhRvL..80.1582C. doi :10.1103/PhysRevLett.80.1582. S2CID  597168.
  5. ^ Carroll, SM (1998). "Quintaesencia y el resto del mundo: supresión de interacciones de largo alcance". Physical Review Letters . 81 (15): 3067–3070. arXiv : astro-ph/9806099 . Código Bibliográfico :1998PhRvL..81.3067C. doi :10.1103/PhysRevLett.81.3067. S2CID  14539052.
  6. ^ Wetterich, C. "Quintaesencia: una quinta fuerza a partir de la variación de la escala fundamental" (PDF) . Universidad de Heidelberg.
  7. ^ Dvali, Gia; Zaldarriaga, Matias (2002). "Cambio de α con el tiempo: implicaciones para experimentos de tipo quinta fuerza y ​​quintaesencia" (PDF) . Physical Review Letters . 88 (9): 091303. arXiv : hep-ph/0108217 . Bibcode :2002PhRvL..88i1303D. doi :10.1103/PhysRevLett.88.091303. PMID  11863992. S2CID  32730355.
  8. ^ Cicoli, Michele; Pedro, Francisco G.; Tasinato, Gianmassimo (23 de julio de 2012). "Quintaesencia natural en la teoría de cuerdas". Revista de Cosmología y Física de Astropartículas . 2012 (7): 044. arXiv : 1203.6655 . Código Bibliográfico :2012JCAP...07..044C. doi :10.1088/1475-7516/2012/07/044. ISSN  1475-7516. S2CID  250808223.
  9. ^ Wanjek, Christopher. “¿La quintaesencia acelera el universo?”. Astronomy Today .
  10. ^ Krishnan, Chethan; Mohayaee, Roya; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, MM; Yin, Lu (16 de septiembre de 2021). "¿La tensión de Hubble indica una ruptura en la cosmología FLRW?". Gravedad clásica y cuántica . 38 (18): 184001. arXiv : 2105.09790 . Código Bibliográfico :2021CQGra..38r4001K. doi :10.1088/1361-6382/ac1a81. ISSN  0264-9381. S2CID  234790314.
  11. ^ Zlatev, I.; Wang, L.; Steinhardt, P. (1999). "Quintaesencia, coincidencia cósmica y la constante cosmológica". Physical Review Letters . 82 (5): 896–899. arXiv : astro-ph/9807002 . Código Bibliográfico :1999PhRvL..82..896Z. doi :10.1103/PhysRevLett.82.896. S2CID  119073006.
  12. ^ Steinhardt, P.; Wang, L.; Zlatev, I. (1999). "Soluciones de seguimiento cosmológico". Physical Review D . 59 (12): 123504. arXiv : astro-ph/9812313 . Código Bibliográfico :1999PhRvD..59l3504S. doi :10.1103/PhysRevD.59.123504. S2CID  40714104.
  13. ^ Linden, Sebastian; Virey, Jean-Marc (2008). "Prueba de la parametrización de Chevallier-Polarski-Linder para ecuaciones de transiciones de estado de energía oscura rápidas". Physical Review D . 78 (2): 023526. arXiv : 0804.0389 . Bibcode :2008PhRvD..78b3526L. doi :10.1103/PhysRevD.78.023526. S2CID  118288188.
  14. ^ Ferramacho, L.; Blanchard, A.; Zolnierowsky, Y.; Riazuelo, A. (2010). "Restricciones en la evolución de la energía oscura". Astronomía y Astrofísica . 514 : A20. arXiv : 0909.1703 . Bibcode :2010A&A...514A..20F. doi :10.1051/0004-6361/200913271. S2CID  17386518.
  15. ^ Linder, Eric V.; Huterer, Dragan (2005). "Cuántos parámetros cosmológicos". Physical Review D . 72 (4): 043509. arXiv : astro-ph/0505330 . Código Bibliográfico :2005PhRvD..72d3509L. doi :10.1103/PhysRevD.72.043509. S2CID  14722329.
  16. ^ 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. S2CID  9820570.
  17. ^ Antoniou, Ioannis; Perivolaropoulos, Leandros (2016). "Geodésicas del espacio-tiempo de McVittie con un fondo cosmológico fantasma". Phys. Rev. D . 93 (12): 123520. arXiv : 1603.02569 . Código Bibliográfico :2016PhRvD..93l3520A. doi :10.1103/PhysRevD.93.123520. S2CID  18017360.
  18. ^ Hu, Yazhou; Li, Miao; Li, Nan; Zhang, Zhenhui (2015). "Energía oscura holográfica con constante cosmológica". Revista de cosmología y física de astropartículas . 2015 (8): 012. arXiv : 1502.01156 . Código Bibliográfico :2015JCAP...08..012H. doi :10.1088/1475-7516/2015/08/012. S2CID  118732915.
  19. ^ Gao, Shan (2013). "Explicando la energía oscura holográfica". Galaxies . 1 (3): 180–191. Bibcode :2013Galaxies...1..180G. doi : 10.3390/galaxies1030180 .
  20. ^ Zeng, Xiao-Xiong; Chen, De-You; Li, Li-Fang (2015). "Termalización holográfica y colapso gravitacional en el espacio-tiempo dominado por la energía oscura de quintaesencia". Physical Review D . 91 (4): 046005. arXiv : 1408.6632 . Código Bibliográfico :2015PhRvD..91d6005Z. doi :10.1103/PhysRevD.91.046005. S2CID  119107827.
  21. ^ Hu, Wayne (2005). "Cruzando la brecha fantasma: grados de libertad internos de la energía oscura". Physical Review D . 71 (4): 047301. arXiv : astro-ph/0410680 . Bibcode :2005PhRvD..71d7301H. doi :10.1103/PhysRevD.71.047301. S2CID  8791054.

Lectura adicional