Quintaesencia (física)

En física, la quintaesencia es una forma hipotética 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) y Wetterich (1988). El concepto se amplió a tipos más generales de energía oscura variable en el tiempo, y el término "quintaesencia" fue presentado por primera vez en un artículo de 1998 por Robert R. Caldwell, Rahul Dave y Paul Steinhardt. Algunos físicos han propuesto que sea una quinta fuerza fundamental. La quintaesencia difiere de la explicación cosmológica constante 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 dependiendo de la proporción de 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.

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

Terminología

El nombre proviene de quinta essentia (quinto elemento). Llamado así en latín a partir de la Edad Media, este fue el (primer) elemento agregado por Aristóteles a los otros cuatro elementos clásicos antiguos porque pensó que era la esencia del mundo celestial. Aristóteles postuló que era un elemento puro, fino y primigenio. Estudiosos posteriores identificaron este elemento con el éter. Del mismo modo, la quintaesencia moderna sería el quinto "dinámico, dependiente del tiempo y espacialmente heterogéneo conocido" contribución al contenido global de masa-energía del universo.

Por supuesto, los otros cuatro componentes no son los elementos clásicos de la Grecia antigua, sino "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 fotones sin masa. Se excluye la curvatura espacial del cosmos (que no ha sido detectada) 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.

Campo escalar

QuintesenciaQ) es un campo de escalar con una ecuación de estado donde w_q, la relación de presión p_q y densidad *** *** {displaystyle rho }_q, es dada por la energía potencial V()Q){displaystyle V(Q)} y un término cinético:

wq=pq*** *** q=12QÍ Í 2− − V()Q)12QÍ Í 2+V()Q){displaystyle w_{q}={frac {fnK} {fnMicrosoft} {fnMicrosoft}} {fnMicrosoft}} {f}} {f}}} {fn}} {f}}}} {f}}} {fnf}} {f}}} {f}}}} {f}}}}}} {f}}}}}}} {f}}}}}}}}}}}} {rho}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {\\\\\\\\\f}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {\\\\\\\\\\\p}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} ¿Qué? {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif}} {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif}} {fnMicrosoft Sans Serif} {f}}} {fnMicrosoft Sans Serif}} {f}}}} {f}}}} {f}}}}}}}} {f}}}f}}}}}}}}}}}}}}}}}} {f} {f} {f}}}}f}f}f}f}f}}f}f} {f}f}f}}f}}f}f}}f}}f}f}f}}f}f}fnKfnKf}f}fnKf}f}}f}}fnMi Frac {1}{2}{dot {Q}} {2}+V(Q)}}}

Por lo tanto, la quintaesencia es dinámica y generalmente tiene una densidad y un parámetro w_q que varía 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 rastreador, que según Ratra y Peebles (1988) y Paul Steinhardt et al. (1999) resuelve en parte el problema de la constante cosmológica. 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 entre materia y radiación, lo que desencadena que la quintaesencia comience a tener características similares a la energía oscura, y finalmente domine el universo. Esto, naturalmente, establece la escala baja de la energía oscura. Al comparar la tasa de expansión predicha del universo dada por las soluciones del rastreador con los datos cosmológicos, una característica principal de las soluciones del rastreador es que se necesitan cuatro parámetros para describir correctamente el comportamiento de su ecuación de estado, mientras que se ha demostrado que como máximo un modelo de dos parámetros puede estar limitado de manera óptima por datos futuros a mediano plazo (horizonte 2015-2020).

Modelos específicos

Algunos casos especiales de quintaesencia son la energía fantasma, en la que w_q < −1 y k-essence (abreviatura de quintaesencia cinética), que tiene una forma no estándar de energía cinética. Si existiera este tipo de energía, causaría una gran ruptura en el universo debido a la creciente densidad de energía de la energía oscura, lo que provocaría 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 cosmológicos constantes, implican una alta degeneración. 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.

Estudios con quintaesencia de energía oscura encontraron que domina el colapso gravitacional en una simulación de espacio-tiempo, basada en la termalización holográfica. Estos resultados muestran que cuanto más pequeño es el parámetro de estado de la quintaesencia, más difícil es que el plasma se termalice.

Escenario Quintom

En 2004, cuando los científicos ajustaron la evolución de la energía oscura con los datos cosmológicos, encontraron que la ecuación de estado posiblemente había cruzado el límite de la constante cosmológica (w = –1) de arriba hacia abajo. Un teorema probado de no-go indica que esta situación, llamada escenario de Quintom, requiere al menos dos grados de libertad para los modelos de energía oscura que involucran gases ideales o campos escalares.