Является ли космологическая постоянная самым простым кандидатом на роль темной энергии?

The $10^{120}$по-прежнему сильно беспокоит физиков. Это произошло из предположения, что СС возникает из-за энергии вакуума во Вселенной, и самое естественное число, если делать базовые вычисления, дает вам$10^{120}$. См. как получить номер и другое описание CC на https://en.m.wikipedia.org/wiki/Cosmological_constant

Итак, проблема в том, что мы не знаем, как точно рассчитать СС из квантовой теории поля или любой другой теории, которая завершена и признана достоверной. Это останется проблемой с соответствующей неопределенностью относительно того, что такое СС, пока мы не обнаружим, какие частицы или «вещи» ответственны за темную энергию, и не получим способ оценить число, которое приведет к СС. из какой-то общепринятой теории квантовой гравитации.

Они имеют в виду, что космологическая постоянная проще, чем модели, в которых темная энергия изменяется динамически. На самом деле довольно сложно вписать переменную темную энергию в структуру общей теории относительности. Наивные попытки сделать Λ переменной приводят к тому, что тензор энергии-импульса имеет неисчезающую дивергенцию, что делает ОТО не самосогласованной.

Сначала я бы посмотрел на свой пост Stack Exchange. Как Вселенная перешла от «доминирования темной материи» к «доминированию темной энергии»? на родственную тему. Я вывожу ускоренное расширение Вселенной, используя ньютоновскую механику. Удивительно то, что постоянный положительный энергетический или массовый эквивалент в вакууме может привести к возникновению силы отталкивания. Этот основной результат переносится в общую теорию относительности.

The $120$Проблема порядка порядка связана с природой этого вакуума и определением фактической плотности энергии. Космологическая постоянная$\Lambda~\simeq~10^{-52}cm^{-2}$чрезвычайно мала, что является одной из причин, по которой потребовалось так много времени, чтобы обнаружить ускоренное расширение Вселенной. Требовались наблюдения за сверхновой типа I, достаточно удаленной, чтобы обнаружить эту вариацию. Эта проблема является частью трудности с перенормировкой гравитации.

Трудность с перенормировкой гравитации можно увидеть в следующем рассуждении. Основная сложность заключается в петлях. Рассмотрим следующий цикл

На этой диаграмме у нас есть вершины$V~\sim~p^2$и внутренние линии$\sim~1/p^2$и петля с$O~\sim~\int d^4p$. Степень дивергенции (показатель дивергенции) дает$D~=~2V~-~2L~+~4O$Эйлерова характеристика для этого графа$1~=~V~-~L~+~O$или это$2(V~-~L)~=~2~-~2O$так что$D~=~2(1~+~O)$. Это означает, что расхождение неограниченно увеличивается по мере увеличения порядка диаграммы.

Однако мы могли бы предположить, что порядок этих петлевых диаграмм обрывается на единице. Затем у нас есть интеграция из$k~=~0$к$k~=~1/\ell_{p}$, для$\ell_p~=~\sqrt{g\hbar/c^3}$ $=~1.6\times 10^{-35}m$планковская длина. Тогда расходимость порядка$4$или$\simeq~10^{140}m^{-4}$. Тогда ожидаемая космологическая постоянная будет$\Lambda_p~\simeq~10^{70}m^{-2}$Это$122$на несколько порядков больше, чем измеренная космологическая постоянная.