Mostrar código-fonte de Constante cosmológica

{{Descrição curta|Constante que representa a densidade de tensão-energia do vácuo}}
[[Imagem:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|thumb|400px|Esboço (em inglês) da [[Cronologia da formação do universo|linha do tempo do Universo]] no [[Modelo Lambda-CDM|modelo de matéria escura fria ''Λ'' (M.E.F.''Λ'')]].{{Nre|nome=Λcdm|do inglês ''Λ-C.D.M. – '''c'''old '''d'''ark '''m'''atter''}} A expansão acelerada no último terço da linha do tempo representa a [[Fator de escala (cosmologia)|era dominada pela energia escura]].]]
{{Cosmologia}}
Na [[Cosmologia física|cosmologia]], a '''constante cosmológica''' (geralmente denotada pela letra maiúscula grega [[Λ|lambda: ''Λ'']]), alternativamente chamada de '''constante cosmológica de Einstein''', é o coeficiente constante de um termo que [[Albert Einstein]] adicionou temporariamente às suas [[Teoria clássica de campos|equações de campo]] da [[relatividade geral]]. Mais tarde, ele o removeu. Muito mais tarde, foi revivido e reinterpretado como a densidade de energia do espaço, ou [[energia do vácuo]], que surge na [[mecânica quântica]]. Está intimamente associado ao conceito de [[energia escura]].<ref name="C.C. definition"/>

Einstein originalmente introduziu a constante em 1917<ref>{{Harvp|Einstein|1917}}</ref> para contrabalançar o efeito da gravidade e alcançar um [[universo estático]], uma noção que era a visão aceita na época. A constante cosmológica de Einstein foi abandonada após a confirmação de [[Edwin Powell Hubble|Edwin Hubble]] de que o universo estava se expandindo.<ref name="Rugh 2001 3"/> Da década de 1930 até o final da década de 1990, a maioria dos físicos concordou com a escolha de Einstein de definir a constante cosmológica como zero.<ref name="Λ = 0?"/> Isso mudou com a descoberta em 1998 de que a [[Expansão acelerada do universo|expansão do universo está se acelerando]], o que implica que a constante cosmológica pode ter um valor positivo.<ref name="1998 discovery"/>

Desde a década de 1990, estudos têm mostrado que, assumindo o [[princípio cosmológico]], cerca de 68% da densidade de massa – energia do universo pode ser atribuída à chamada energia escura.<ref name="Ellis 2009">{{Citar periódico |último=Ellis |primeiro=G. F. R. |títulotrad=Heterogeneidade e energia escura |título=''Dark energy and inhomogeneity'' |periódico=Journal of physics: Conference series |volume=189 |doi=10.1088/1742-6596/189/1/012011 |ano=2009 |número=1  |página=012011 |bibcode=2009JPhCS.189a2011E  |s2cid=250670331 |doi-access=free |língua=en }}</ref><ref name="Colin et al.">{{Citar periódico |títulotrad=Evidência de anisotropia da aceleração cósmica |título=''Evidence for anisotropy of cosmic acceleration'' |autor1=Jacques Colin |autor2=Roya Mohayaee |autor3=Mohamed Rameez |autor4=Subir Sarkar |periódico=Astronomy and astrophysics |volume=631 |doi=10.1051/0004-6361/201936373 |arxiv=1808.04597 |data=20-11-2019 |páginas=L13 |bibcode=2019A&A...631L..13C  |s2cid=208175643 |acessodata=25-03-2022 |url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2019/11/aa36373-19/aa36373-19.html |língua=en }}</ref><ref>{{Harvp|Redd|2013}}</ref> A constante cosmológica {{Math|Λ}} é a explicação mais simples possível para a energia escura e é usada no atual modelo padrão de cosmologia conhecido como [[Modelo Lambda-CDM|modelo de matéria escura fria ''Λ'' (M.E.F.''Λ'')]].{{Nre|nome=Λcdm}}

De acordo com a [[Teoria quântica de campos]] (T.Q.C.),{{Nre|do inglês ''Q.F.T. – '''q'''uantum '''f'''ield '''t'''heory''}} que fundamenta a [[física de partículas]] moderna, o espaço vazio é definido pelo [[Vácuo quântico|estado de vácuo]], que é composto por uma coleção de [[Teoria quântica de campos|campos quânticos]]. Todos esses campos quânticos exibem flutuações em seu [[estado fundamental]] (menor densidade de energia) decorrentes da [[Energia de ponto zero|energia do ponto zero]] presente em todo o espaço. Essas flutuações do ponto zero deveriam atuar como uma contribuição para a constante cosmológica {{Math|Λ}}, mas quando os cálculos são realizados, essas flutuações dão origem a uma enorme energia de vácuo.<ref>{{Harvp|Rugh|Zinkernagel|2001|p=1}}</ref> A discrepância entre a energia de vácuo teorizada da teoria quântica de campos e a energia de vácuo observada da 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 da história da física!".<ref name="C.C. problem"/> Esta questão é chamada de [[Catástrofe do vácuo|problema da constante cosmológica]] e é um dos maiores mistérios da ciência, com muitos físicos acreditando que "o vácuo contém a chave para uma compreensão completa da natureza".<ref name="C.C. problem 3"/>

== História ==
[[Albert Einstein|Einstein]] incluiu a constante cosmológica como um termo em suas [[Equações de campo de Einstein|equações de campo]] para a [[relatividade geral]] porque estava insatisfeito com o fato de que, caso contrário, suas equações não permitiriam um [[universo estático]]: a gravidade faria com que um universo que inicialmente não estava em expansão se contraísse. Para neutralizar essa possibilidade, Einstein adicionou a constante cosmológica.<ref name="Rugh 2001 3"/> No entanto, logo depois que Einstein desenvolveu sua teoria estática, as observações de [[Edwin Powell Hubble|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 haviam sido encontradas pelo matemático [[Alexander Friedmann|Friedmann]], trabalhando nas equações de Einstein da relatividade geral. Einstein teria se referido ao seu fracasso em aceitar a validação de suas equações – quando elas haviam previsto a expansão do universo em teoria, antes de ser demonstrada na observação do [[desvio para o vermelho]] cosmológico – como seu "maior erro".<ref name="Biggest blunder"/>

Descobriu-se que adicionar a constante cosmológica às equações de Einstein não leva a um universo estático em equilíbrio porque o [[Equilíbrio (equação diferencial)|equilíbrio]] é instável: se o universo se expande ligeiramente, a expansão libera [[Energia do vácuo|energia de vácuo]], que causa ainda mais expansão. Da mesma forma, um universo que se contrai levemente continuará se contraindo.<ref>{{Harvp|Ryden|2003|p=59}}</ref>

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.<ref name="1998 discovery"/> A explicação desse valor pequeno, mas positivo, é um desafio teórico remanescente, o chamado [[Catástrofe do vácuo|problema da constante cosmológica]].

Algumas generalizações iniciais da teoria gravitacional de Einstein, conhecidas como teorias clássicas de campo unificadas{{Ill|en||Classical unified field theories|nlk=true}}, introduziram uma constante cosmológica em bases teóricas ou descobriram que ela surgiu naturalmente da matemática. Por exemplo, [[Arthur Stanley Eddington|Arthur Eddington]] afirmou que a versão da constante cosmológica da equação de campo do vácuo expressava a propriedade "[[Epistemologia|epistemológica]]" de que o universo é "auto[[Teoria de gauge|medido]]", e a teoria puramente [[Conexão afim|afim]] de [[Erwin Schrödinger]] usando um princípio variacional{{Ill|en||History of variational principles in physics|nlk=true}} simples produziu a equação de campo com um termo cosmológico.

==Sequência de eventos (1915–1998)==
* Em 1915, Einstein publica suas equações da relatividade geral, sem uma constante cosmológica {{Math|Λ}}.
* Em 1917, Einstein acrescenta o parâmetro {{Math|Λ}} 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 (qualquer que seja {{Math|Λ}}) permanecem válidas em um universo dinâmico.
* Em 1927, o astrofísico belga [[Georges Lemaître]] mostra que o Universo está se expandindo combinando 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 1932 com o físico e astrônomo holandês [[Willem de Sitter]], um modelo de um Universo em expansão contínua com constante cosmológica zero (espaço-tempo de Einstein – de Sitter).
* Em 1998, duas equipes de astrofísicos, uma liderada por [[Saul Perlmutter]], a outra liderada por [[Brian Schmidt]] e [[Adam Riess]], realizaram medições em supernovas distantes que mostraram que a velocidade da recessão das galáxias em relação à [[Via Láctea]] aumenta com o tempo. O universo está em expansão acelerada, o que requer um valor de {{Math|Λ}} estritamente positivo. O universo conteria uma misteriosa [[energia escura]] produzindo uma força repulsiva que contrabalança a frenagem gravitacional produzida pela matéria contida no universo (ver [[Modelo Lambda-CDM|''Modelo cosmológico padrão'']]). {{Quebra de parágrafo}}Por este trabalho, Perlmutter, Schmidt e Riess receberam, em conjunto, o Prêmio Nobel de física em 2011.

==Equação==
[[Imagem:080998 Universe Content 240 after Planck.jpg|thumb|right|250px|Proporções estimadas (em inglês) de [[matéria escura]] e energia escura (que pode ser a constante cosmológica<ref name="C.C. definition"/>) no universo. De acordo com as teorias atuais da física, a energia escura agora domina como a maior fonte de energia do universo, em contraste com épocas anteriores, quando era insignificante.]]
A constante cosmológica {{Math|Λ}} aparece nas [[equações de campo de Einstein]] na forma

:<math>R_{\mu \nu} - \tfrac{1}{2} R\, g_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu} = \kappa T_{\mu \nu} ,</math>

onde o [[Tensor de curvatura de Ricci|tensor de Ricci]] {{Math|''R<sub>μν</sub>''}}, a escalar de Ricci {{Math|''R''}} e o tensor métrico{{Ill|en||Metric tensor (general relativity)|nlk=true}} {{Math|''g<sub>μν</sub>''}} descrevem a estrutura do [[espaço-tempo]], o [[Tensor de energia-momento|tensor de tensão–energia]] {{Math|''T<sub>μν</sub>''}} descreve a densidade de energia, a densidade de momento e a tensão naquele ponto no espaço-tempo, e {{Math|1=''κ'' = 8''πG''/''c''{{Sup|4}}}}. A [[Constante gravitacional universal|constante gravitacional]] {{Mvar|G}} e a [[velocidade da luz]] {{Mvar|c}} são constantes universais. Quando {{Math|Λ}} é zero, isso se reduz à equação de campo da relatividade geral geralmente usada no século XX. Quando {{Math|''T<sub>μν</sub>''}} 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, {{Mvar|ρ}}{{Subscrito|vac}} (e uma [[pressão]] associada). Nesse contexto, é comumente movido para o lado direito da equação usando {{Math|1=Λ = ''κ''{{Subscrito|ρvac}}}}. É comum citar valores de densidade de energia diretamente, embora ainda usando o nome "constante cosmológica". A dimensão de {{Math|Λ}} é geralmente entendida como comprimento{{Sup|−2}}.

Usando os valores conhecidos em 2018 e as unidades de Planck para {{Math|Ω{{Subscrito|Λ}}}} = <!-- {{Val|0.6889|0.0056}} -->0,6889±0,0056 e a [[constante de Hubble]] {{Mvar|H<sub>0</sub>}} = <!-- {{Val|67.66|0.42|u=(km/s)/Mpc}} -->67,66±0,42 (km/s)/Mpc = <!-- {{Val|2.1927664|0.0136|e=−18|u=s−1}} -->(2,1927664±0,0136)×10<sup>−18</sup> s−1, {{Math|Λ}} tem o valor de

:<math>\begin{align}
\Lambda = 3\, \left( \frac{\,H_0\,}{c} \right)^2 \Omega_\Lambda &= 1,1056 \times 10^{-52}\ \text{m}^{-2} \\
&= 2,888 \times 10^{-122} \,l_{\text{P}}^{-2}
\end{align}</math>

onde <math>l_{\text{P}}</math> 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 conduzirá a uma expansão acelerada do universo, conforme observado. (Ver ''Energia escura'' e ''[[Inflação cósmica]]'' para mais detalhes.)

==={{Math|Ω{{Subscrito|Λ}}}} (ômega sub lambda)===
Em vez da própria constante cosmológica, os cosmólogos geralmente se referem à razão entre a densidade de energia devido à constante cosmológica e a [[Equações de Friedmann#O parâmetro de densidade|densidade crítica]] do universo, o ponto de inflexão para uma densidade suficiente para impedir que o universo se expanda para sempre. Essa razão geralmente é denotada por {{Math|Ω{{Subscrito|Λ}}}} e é estimada em <!-- {{Val|0.6889|0.0056}}, -->0,6889±0,0056, de acordo com resultados publicados pela Colaboração ''Planck''{{Ill|en||Planck_(spacecraft)#Results|nlk=true}} em 2018.<ref name=Planck-2018>{{Harvp|''The Planck collaboration''|2020}}</ref>

Em um universo plano, {{Math|Ω{{Subscrito|Λ}}}} é a fração da energia do universo devida à constante cosmológica, ou seja, o que chamaríamos intuitivamente de fração do universo que é formada por energia escura. Observe que esse valor muda com o tempo: a densidade crítica muda com o tempo cosmológico{{Ill|en||Cosmic time|nlk=true}}, mas a densidade de energia devido 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.<ref>{{Citar web |último=Siegel |primeiro=Ethan |título=''Dark energy may not be a constant, which would lead to a revolution in Physics'' |títulotrad=A energia escura pode não ser uma constante, o que levaria a uma revolução na Física |url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2019/01/31/dark-energy-may-not-be-a-constant-which-would-lead-to-a-revolution-in-physics/ |acesso-data=10-09-2023 |website=Forbes |língua=en}}</ref>{{Sfnp|Peebles|Ratra|2003}}<ref>{{Citar livro |último=Davies |títulotrad=''O que está comendo o Universo?: E outras questões cósmicas |primeiro=Paul |título=What's eating the Universe?: And other cosmic questions |publicado=Penguin Books Australia |ano=2021 |isbn=9780141993720 |língua=en}}</ref>

===Equação de estado===
Outra razão que é usada pelos cientistas é a [[Equação de estado (cosmologia)|equação de estado]], geralmente denotada {{Mvar|w}}, que é a razão da pressão que a energia escura coloca no universo para a energia por unidade de volume.<ref>{{Harvp|Brumfiel|2007|p=246}}</ref> Essa razão é {{Nowrap|{{Mvar|w}} {{=}} −1}} para a constante cosmológica usada nas equações de Einstein; formas alternativas de variação de tempo de energia de vácuo, como a [[Quintessência cosmológica|quintessência]], geralmente usam um valor diferente. O valor {{Mvar|w}} = <!-- {{Val|-1.028|0.032}} -->−1,028±0,032, medido pela Colaboração Planck (2018)<ref name=Planck-2018/> é consistente com {{Val|−1}}, assumindo que {{Mvar|w}} não muda ao longo do tempo cósmico.

==Valor positivo==
[[Imagem:Lambda-Cold Dark Matter, Accelerated Expansion of the Universe, Big Bang-Inflation.jpg|thumb|upright=2.4|M.E.F. lambda, expansão acelerada do universo. A linha do tempo neste diagrama esquemático (em inglês) se estende desde o ''Big bang''/a era da inflação 13,7 bilhões de anos atrás até o tempo cosmológico atual.]]
Observações anunciadas em 1998 da relação distância – desvio para o vermelho para [[Supernova tipo Ia|supernovas do tipo Ia]]<ref name="1998 discovery"/> indicaram que a expansão do universo está se acelerando, se assumirmos o [[princípio cosmológico]].<ref name="Ellis 2009"/><ref name="Colin et al."/> Quando combinados com medições da [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|radiação cósmica de fundo]], estas implicaram um valor de {{Math|Ω<sub>Λ</sub>}} ≈ 0,7,<ref>Ver, por exemplo, {{Harvp|Baker et al.|1999}}</ref> um resultado que foi apoiado e refinado por medições mais recentes<ref>Ver, por exemplo, a tabela 9 em {{Harvp|The Planck collaboration|2015a|p=27}}</ref> (assim como trabalhos anteriores<ref>{{Citar periódico |bibcode=1992Ap&SS.191..107P |títulotrad=Inflação e compactação a partir dos desvios para o vermelho da Galáxia? |título=''Inflation and compactification from Galaxy redshifts?'' |ano=1992 |doi=10.1007/BF00644200 |último1=Paál |primeiro1=G. |último2=Horváth |primeiro2=I. |último3=Lukács |primeiro3=B. |periódico=Astrophysics and space science |volume=191 |número=1 |páginas=107–124 |s2cid=116951785 |língua=en }}</ref><ref>{{Citar periódico |bibcode=1994Ap&SS.222...65H |títulotrad=Mais uma vez sobre as periodicidades dos Quasares |título=''Once more on Quasar periodicities'' |ano=1994 |doi=10.1007/BF00627083 |último1=Holba |primeiro1=Ágnes |último2=Horváth |primeiro2=I. |último3=Lukács |primeiro3=B. |último4=Paál |primeiro4=G. |periódico=Astrophysics and space science |volume=222 |número=1–2 |páginas=65–83 |s2cid=118379051 |língua=en }}</ref>). Se alguém assumir o princípio cosmológico, como no caso de todos os modelos que usam a [[Métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker|métrica de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker]], embora existam outras causas possíveis de um [[Expansão acelerada do universo|universo em aceleração]], como a [[Quintessência cosmológica|quintessência]], a constante cosmológica é, em muitos aspectos, a [[Navalha de Ockham|solução mais simples]]. Assim, o modelo de matéria escura fria lambda (M.E.F.Λ{{Nre|nome=Λcdm}}), o atual modelo padrão de cosmologia que usa a métrica de F.L.R.W., inclui a constante cosmológica, que é medida como sendo da ordem de {{Val|e=−52|u=m{{Exp|−2}}}}. Pode ser expresso como {{Val|e=−35|u=s{{Exp|−2}}}} (por multiplicação com {{Math|''c''{{Exp|2}}}}, ou seja, ≈{{Val|e=17|u=m⋅s{{Exp|−2}})}} ou como 10<sup>−122</sup> ''ℓ''{{Subscrito|P}}<sup>−2</sup><ref>{{Harvp|Barrow|Shaw|2011}}</ref> (onde ''ℓ''{{Subscrito|P}} é o comprimento de Planck). O valor é baseado em medições recentes da densidade de energia do vácuo, {{Math|''ρ''{{Subscrito|vac}}}} = <!-- {{Val|5.96|e=-27|u=kg/m3}} -->5,96×10{{Exp|−27}} kg/m3 ≘ <!-- {{Val|5.3566|e=-10|u=J/m3}} -->5,3566×10{{Exp|−10}} J/m3 = <!-- {{Val|3.35|u=GeV/m3}} -->3,35 GeV/m3.<ref>Calculado com base na constante de Hubble e {{Math|Ω{{Subscrito|Λ}}}} de {{Harvp|The Planck collaboration|2015b}}</ref> No entanto, devido à tensão de Hubble{{Ill|en||Hubble%27s_law#Hubble_tension|nlk=true}} e ao dipolo do fundo cósmico de micro-ondas (F.C.M.){{Ill|en||Cosmological principle#CMB dipole|nlk=true}}{{Nre|do inglês ''C.M.B. – '''c'''osmic '''m'''icrowave '''b'''ackground''}}, recentemente foi proposto que o princípio cosmológico não é mais verdadeiro no universo tardio e que a métrica de F.L.R.W. falha,<ref name="Snowmass21">{{Citation |autor1=Elcio Abdalla |autor2=Guillermo Franco Abellán |autor3=Amin Aboubrahim |numero-autores=2 |títulotrad=Cosmologia entrelaçada: Uma revisão da cosmologia, da astrofísica e da física de partículas associada às anomalias e tensões cosmológicas'' |título=''Cosmology intertwined: A review of the particle physics, astrophysics, and cosmology associated with the cosmological tensions and anomalies'' |periódico=Journal of high energy astrophysics  |arxiv=2203.06142v1 |data=11-03-2022 |volume=34  |página=49 |doi=10.1016/j.jheap.2022.04.002 |bibcode=2022JHEAp..34...49A |s2cid=247411131 |língua=en}}</ref><ref name="FLRW breakdown">{{Citar periódico |último1=Krishnan |primeiro1=Chethan |último2=Mohayaee |primeiro2=Roya |último3=Colgáin |primeiro3=Eoin Ó |último4=Sheikh-Jabbari |primeiro4=M. M. |último5=Yin |primeiro5=Lu |títulotrad=A tensão de Hubble sinaliza um colapso na cosmologia de F.L.R.W.? |título=''Does Hubble tension signal a breakdown in F.L.R.W. cosmology?'' |periódico=Classical and quantum gravity |data=16-09-2021 |volume=38 |número=18 |páginas=184001 |doi=10.1088/1361-6382/ac1a81 |arxiv=2105.09790 |bibcode=2021CQGra..38r4001K |s2cid=234790314 |issn=0264-9381 |língua=en }}</ref><ref name="Heinesen-MacPherson">{{Citar periódico |títulotrad=Amostragem anisotrópica do céu e  distância da luminosidade em desvios para o vermelho baixos: Um estudo da relatividade numérica|título=''Luminosity distance and anisotropic sky-sampling at low redshifts: A numerical relativity study'' |url=https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.104.023525 |autor1=Asta Heinesen |autor2=Hayley J. Macpherson |periódico=Physical review D |volume=104 |número=2 |data=15-07-2021 |página=023525 |arxiv=2103.11918 |doi=10.1103/PhysRevD.104.023525 |bibcode=2021PhRvD.104b3525M  |s2cid=232307363 |acessodata=25-03-2022 |língua=en }}</ref> então é possível que as observações geralmente atribuídas a um universo em aceleração são simplesmente o resultado do princípio cosmológico não aplicado no universo tardio.<ref name="Ellis 2009"/><ref name="Colin et al."/>

Como foi visto apenas recentemente, pelos trabalhos de [[Gerardus 't Hooft|'t Hooft]], [[Leonard Susskind|Susskind]] e outros, uma constante cosmológica positiva tem consequências surpreendentes, como uma [[entropia]] máxima finita do universo observável (ver ''[[Princípio holográfico]]'').<ref>{{Harvp|Dyson|Kleban|Susskind|2002}}</ref>

==Previsões==

===Teoria quântica de campos===
{{VT|Catástrofe do vácuo{{!}}Problema da constante cosmológica}}
{{Não resolvido|física|Por que a [[energia de ponto zero]] do vácuo quântico não causa uma grande constante cosmológica? O que a anula?}}
Um grande [[Problemas em aberto da física|problema]] pendente é que a maioria das [[Teoria quântica de campos|teorias quânticas de campos]] prevê um valor enorme para o [[Flutuação quântica de vácuo|vácuo quântico]]. Uma suposição comum é que o [[Flutuação quântica de vácuo|vácuo quântico]] é equivalente à constante cosmológica. Embora não exista nenhuma teoria que suporte essa suposição, argumentos podem ser feitos a seu favor.<ref>{{Harvp|Rugh|Zinkernagel|2001|p=?}}</ref>

Tais argumentos são geralmente baseados na [[análise dimensional]] e na teoria de campo efetiva{{Ill|en||Effective field theory|nlk=true}}. Se o universo é descrito por uma teoria de campo quântico local eficaz até a [[escala de Planck]], então esperaríamos uma constante cosmológica da ordem de <math>M_{\rm pl}^2</math> (<math>1</math> em unidades Planck reduzidas). Conforme observado acima, a constante cosmológica medida é menor do que isso por um fator de ~ 10<sup>120</sup>. Essa discrepância foi chamada de "a pior previsão teórica da história da física".<ref name="C.C. problem"/>

Algumas teorias [[Supersimetria|supersimétricas]] requerem uma constante cosmológica que seja exatamente zero, o que complica ainda mais as coisas. Este é o problema da constante cosmológica, o pior problema de [[Ajuste Fino|ajuste fino]] na [[Física]]: não existe uma maneira natural conhecida de derivar a minúscula constante cosmológica usada na [[Cosmologia física|cosmologia]] a partir da [[física de partículas]].

Nenhum vácuo na paisagem da teoria das cordas{{Ill|en||String theory landscape|nlk=true}} é conhecido por apoiar uma constante cosmológica metaestável e positiva e, em 2018, um grupo de quatro físicos apresentou uma conjectura controversa que implicaria que al universo não existe{{Ill|en|t|Swampland (physics)|nlk=true}}.<ref>{{Citar web |último1=Wolchover |primeiro1=Natalie |títulotrad=A energia escura pode ser incompatível com a teoria das cordas |título=''Dark energy may be incompatible with string theory'' |url=https://www.quantamagazine.org/dark-energy-may-be-incompatible-with-string-theory-20180809/ |website=[[Revista Quanta|Quanta magazine]] |publicado=''Simons foundation'' |acessodata=02-04-2020 |data=09-08-2018 |língua=en }}</ref>

===Princípio antrópico===
Uma possível explicação para o valor pequeno, mas diferente de zero, foi observada por [[Steven Weinberg]] (em 1987) seguindo o [[princípio antrópico]].<ref>{{Harvp|Weinberg|1987}}</ref> Weinberg explica que se a energia do vácuo assumisse valores diferentes em diferentes domínios do universo, então os observadores necessariamente mediriam valores semelhantes aos observados: a formação de estruturas de suporte à vida seria suprimida em domínios onde a energia do vácuo é muito maior. Especificamente, se a energia do vácuo for negativa e seu valor absoluto for substancialmente maior do que parece ser no universo observado (digamos, um fator de 10 vezes maior), mantendo todas as outras variáveis (por exemplo, densidade da matéria) constantes, isso significaria que o universo é fechado; além disso, seu tempo de vida seria menor do que a idade do nosso universo, possivelmente muito curto para a formação de vida inteligente. Por outro lado, um universo com uma grande constante cosmológica positiva se expandiria muito rápido, impedindo a formação de galáxias. Segundo Weinberg, os domínios onde a energia do vácuo é compatível com a vida seriam comparativamente raros. Usando esse argumento, Weinberg previu que a constante cosmológica teria um valor inferior a cem vezes o valor atualmente aceito.<ref>{{Harvp|Vilenkin|2006|pages=138–139}}</ref> Em 1992, Weinberg refinou esta previsão da constante cosmológica para 5 a 10 vezes a densidade da matéria.<ref>{{Harvp|Weinberg|1992|p=182}}</ref>

Este argumento depende da densidade de energia do vácuo ser constante ao longo do espaço-tempo, como seria de se esperar se a energia escura fosse a constante cosmológica. Não há evidências de que a energia do vácuo varie, mas pode ser o caso se, por exemplo, a energia do vácuo for (mesmo em parte) o potencial de um campo escalar como o [[ínflaton]] residual (ver também [[[[Quintessência cosmológica|''Quintessência'']]|''Quintessência'']]). Outra abordagem teórica que trata do assunto é a das teorias do [[Multiverso (ciência)|multiverso]], que preveem um grande número de universos "paralelos" com diferentes leis da Física e/ou valores de constantes fundamentais. Novamente, o princípio antrópico afirma que só podemos viver em um dos universos que seja compatível com alguma forma de vida inteligente. Os críticos afirmam que essas teorias, quando usadas como explicação para o ajuste fino, cometem a falácia do apostador inversa{{Ill|en||Inverse gambler's fallacy|nlk=true}}.

Em 1995, o argumento de Weinberg foi refinado por Alexander Vilenkin{{Ill|en||Alexander Vilenkin|nlk=true}} para prever um valor para a constante cosmológica que era apenas dez vezes a densidade da matéria,<ref>{{Harvp|Vilenkin|2006|page=146}}</ref> ou seja, cerca de três vezes o valor atual desde então determinado.

===Falha em detectar energia escura===
Uma tentativa de diretamente observar e relacionar quanta ou campos como a teoria ''symmetron''{{Ill|en||Symmetron|nlk=true}} ou partícula camaleônica{{Ill|en||Chameleon particle|nlk=true}} com a energia escura, em um ambiente de laboratório, falhou em detectar uma nova força.Uma tentativa de observar diretamente a energia escura em um laboratório falhou em detectar uma nova força.<ref>{{Citar periódico |autor1=D. O. Sabulsky |autor2=I. Dutta |autor3=E. A. Hinds |autor4=B. Elder |autor5=C. Burrage |autor6=E. J. Copeland | doi=10.1103/PhysRevLett.123.061102 |periódico=Physical review letters |títulotrad=Experiência para detectar forças de energia escura usando interferometria atômica |título=''Experiment to detect dark energy forces using atom interferometry'' |volume=123 |páginas=061102 |ano=2019 |número=6 |pmid=31491160 |arxiv=1812.08244 |bibcode=2019PhRvL.123f1102S |s2cid=118935116 |língua=en }}</ref> Inferir a presença de energia escura por meio de sua interação com bárions na [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|radiação cósmica de fundo]] também levou a um resultado negativo,<ref>{{Citar periódico |autor1=S. Vagnozzi |autor2=L. Visinelli |autor3=O. Mena |autor4=D. Mota | doi=10.1093/mnras/staa311 |periódico=Mon. Not. R. Astron. Soc. |títulotrad=Temos alguma esperança de detectar a dispersão entre a energia escura e os bárions através da cosmologia? |título=''Do we have any hope of detecting scattering between dark energy and baryons through cosmology?'' |volume=493 |páginas=1139 |ano=2020 |número=1 |arxiv=1911.12374 |bibcode=2020MNRAS.493.1139V |língua=en }}</ref> embora as análises atuais tenham sido derivadas apenas no regime de perturbação linear. Também é possível que a dificuldade em detectar a energia escura se deva ao fato de que a constante cosmológica descreve uma interação conhecida existente (por exemplo, campo eletromagnético).<ref>{{Citar periódico |último=Ogonowski |primeiro=Piotr |data=2023-01-09 |títulotrad=Método proposto para combinar a mecânica do contínuo com as equações de campo de Einstein |título=''Proposed method of combining continuum mechanics with Einstein field equations'' |url=https://www.worldscientific.com/doi/10.1142/S0218271823500104 |periódico=International journal of modern physics D |volume=32 |número=3 |páginas=2350010–2350024  |doi=10.1142/S0218271823500104 |issn=0218-2718 |arxiv=2212.13113 |bibcode=2023IJMPD..3250010O |s2cid=254778036 |língua=en }}</ref>

==Ver também==
* [[Efeito Unruh]]
* [[Eletrodinâmica quântica]]
* [[Big Rip|''Grande Ruptura'']]
* [[Mecanismo de Higgs]]
* Naturalidade (física){{Ill|en||Naturalness (physics)|nlk=true}}
* Relatividade especial invariante de de Sitter{{Ill|en||De Sitter invariant special relativity|nlk=true}}
* Solução de ''lambda''vácuo{{Ill|en||Lambdavacuum solution|nlk=true}}

==Notas==
{{Reflist|group=lower-alpha}}

==Referências==
{{Reflist|30em|refs=
<ref name="C.C. definition">Pode ser que a energia escura seja explicada por uma constante cosmológica estática, ou que essa energia misteriosa não seja constante e tenha mudado com o tempo, como no caso com a quintessência, ver por exemplo:
* "A física convida à ideia de que o espaço contém energia cujo efeito gravitacional se aproxima da constante cosmológica de Einstein, ''Λ''; hoje em dia o conceito é denominado energia escura ou quintessência."{{Harvp|Peebles|Ratra|2003|p=1}}
* "Parece então que o fluido cosmológico é dominado por algum tipo de densidade de energia fantástica, que tem pressão negativa e apenas começou a desempenhar um papel importante hoje. Nenhuma teoria convincente foi construída para explicar esse estado de coisas, embora modelos cosmológicos baseados em um componente de energia escura, como a constante cosmológica ({{Math|Λ}}) ou a quintessência (Q), sejam os principais candidatos."{{Harvp|Caldwell|2002|p=2}}</ref>
<ref name="Rugh 2001 3">{{Harvp|Rugh|Zinkernagel|2001|p=3}}</ref>
<ref name="Λ = 0?">Sobre a constante cosmológica sendo considerada como tendo valor zero, ver por exemplo:
* "Uma vez que o limite superior cosmológico em {{Abs|{{Parêntesis angular|''ρ''}} + ''λ''/8''πG''}} era muito menor do que qualquer valor esperado da teoria de partículas, a maioria das partículas os teóricos simplesmente assumiram que, por alguma razão desconhecida, essa quantidade era zero."{{Harvp|Weinberg|1989|p=3}}
* "Uma descoberta astronômica de época seria estabelecer por observação convincente que ''Λ'' é diferente de zero."{{Harvp|Carroll|Press|Turner|1992|p=500}}
* "Antes de 1998, não havia evidência astronômica direta para Λ e o limite superior observacional era tão forte (Λ&nbsp;<&nbsp;10<sup>−120</sup>&nbsp;unidades de Planck) que muitos físicos de partículas suspeitavam que algum princípio fundamental deveria forçar seu valor a ser precisamente zero."{{Harvp|Barrow|Shaw|2011|p=1}}
* "O único outro valor natural é ''Λ''&nbsp;=&nbsp;0. Se ''Λ'' é realmente minúsculo, mas não zero, ele acrescenta uma pista muito estimulante, embora enigmática, para a física a ser descoberta."{{Harvp|Peebles|Ratra|2003|p=333}}
</ref>
<ref name="1998 discovery">Ver por exemplo:
* "Este é o resultado independente de duas equipes. A do [[Supernova Cosmology Project|''Supernova cosmology project'']] ({{Harvp|Perlmutter et al.|1999}}; ver também {{Harvp|Perlmutter et al.|1998}}) e a da {{Ill|en|High-Z supernova search team|High-Z Supernova Search Team|nlk=true}} ({{Harvp|Riess et al.|1998}}; ver também {{Harvp|Schmidt et al.|1998}})"{{Harvp|Weinberg|2015|p=376}}
</ref>
<ref name="Biggest blunder">Há algum debate sobre se Einstein rotulou a constante cosmológica de seu "maior erro", com todas as referências sendo rastreadas até uma única pessoa: [[George Gamow]]. (Ver {{Harvard citations|txt|last1=Gamow|year1=1956|year2=1970}}.) Por exemplo:
* "O astrofísico e autor Mario Livio não consegue encontrar nenhuma documentação que coloque essas palavras na boca de Einstein (ou, nesse caso, em sua caneta). Em vez disso, todas as referências eventualmente levam de volta a um homem - o físico George Gamow - que relatou o uso da frase por Einstein em duas fontes: sua autobiografia publicada postumamente "''My world line''" (1970) e um artigo na "''Scientific American''" de setembro de 1956."{{Harvp|Rosen|2013}}
* "Também achamos bastante plausível que Einstein tenha feito tal declaração a Gamow em particular. Concluímos que há pouca dúvida de que Einstein passou a ver a introdução da constante cosmológica como um erro grave e que é muito plausível que ele tenha rotulado o termo como seu "maior erro" em pelo menos uma ocasião".{{Harvp|O'Raifeartaigh|Mitton|2018|p=1}}
</ref>
<ref name="C.C. problem">Ver, por exemplo:
* "Isso dá uma resposta cerca de 120 ordens de magnitude acima dos limites superiores de Λ definidos por observações cosmológicas. Esta é provavelmente a pior previsão teórica da história da física!"{{Harvp|Hobson|Efstathiou|Lasenby|2006|p=187}}
* "Isso, como veremos mais adiante, é aproximadamente 120 ordens de grandeza maior do que o permitido pela observação." {{Harvp|Carroll|Press|Turner|1992|p=503}}
* "As expectativas teóricas para a constante cosmológica excedem os limites observacionais em cerca de 120 ordens de magnitude." {{Harvp|Weinberg|1989|p=1}}</ref>
<ref name="C.C. problem 3">Ver por exemplo:
* "o vácuo contém a chave para uma compreensão completa da natureza" {{Harvp|Davies|1985|p=104}}
* "O problema teórico de explicar a constante cosmológica é um dos maiores desafios da física teórica. É mais provável que exijamos uma teoria totalmente desenvolvida da gravidade quântica (talvez a teoria das supercordas) antes de podermos entender ''Λ''."{{Harvp|Hobson|Efstathiou|Lasenby|2006|p=188}}</ref>
}}

=== Bibliografia ===
==== Literatura primária ====
{{Refbegin|30em}}
* {{Citar periódico |último1=Baker |primeiro1=J. C. |último2=Grainge |primeiro2=K. |último3=Hobson|primeiro3=M.P. |último4=Jones |primeiro4=M.E. |último5=Kneissl |primeiro5=R. |último6=Lasenby |primeiro6=A.N. |último7=O'Sullivan |primeiro7=C.M. M.|último8=Pooley |primeiro8=G. |último9=Rocha |primeiro9=G. |último10=Saunders |primeiro10=R. |último11=Scott |primeiro11=P.F. |último12=Waldram |primeiro12=E.M. |títulotrad=Detecção da estrutura cósmica de fundo em micro-ondas em um segundo campo com o telescópio de anisotropia cósmica |título=''Detection of cosmic microwave background structure in a second field with the cosmic anisotropy telescope'' |periódico=Monthly notices of the Royal astronomical society |volume=308 |número=4 |ano=1999 |páginas=1173–1178 |issn=0035-8711 |doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02829.x |arxiv=astro-ph/9904415 |bibcode=1999MNRAS.308.1173B |s2cid=10867413 |numero-autores=et al. |ref={{Harvid|Baker et al.|1999}} |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Dyson |primeiro1=L. |último2=Kleban |primeiro2=M. |último3=Susskind |primeiro3=L. |títulotrad=Implicações perturbadoras de uma constante cosmológica |título=''Disturbing implications of a cosmological constant'' |periódico=Journal of high energy physics'' |volume=2002 |número=10 |ano=2002 |páginas=011 |issn=1029-8479 |doi=10.1088/1126-6708/2002/10/011 |bibcode=2002JHEP...10..011D |arxiv=hep-th/0208013 |s2cid=2344440 |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Einstein |primeiro1=A. |autorlink1=Albert Einstein |títulotrad=Considerações cosmológicas sobre a teoria da relatividade geral |título=''Kosmologische betrachtungen zur allgemeinen relativitätstheorie'' |ano=1917 |url=http://einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de/related_texts/sitzungsberichte |periódico=[[Academia de Ciências da Prússia|Sitzungsberichte der Königlich Preußischen akademie der wissenschaften]] |volume=parte 1 |páginas=142–152 |local=Berlim, Alemanha |bibcode=1917SPAW.......142E |acessodata=2014-11-15 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20190321062928/http://einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de/related_texts/sitzungsberichte |arquivodata=2019-03-21 |urlmorta=sim }}
* {{Citar periódico |último1=Gamow |primeiro1=G. |autorlink1=George Gamow |títulotrad=O universo evolucionário |título=''The evolutionary universe'' |periódico=Scientific american |ano=1956 |volume=195 |número=3 |páginas=136–156 |jstor=24941749 |doi=10.1038/scientificamerican0956-136 |bibcode=1956SciAm.195c.136G |língua=en }}
* {{Citar livro |último1=Gamow |primeiro1=G. |autorlink1=George Gamow |títulotrad=Minha linha de mundo: Uma autobiografia informal |título=My world line: An informal autobiography |ano=1970 |publicado=''Viking press'' |local=Nova Iorque, NY |isbn=978-0-670-50376-6 |lccn=79094855 |oclc=70097 |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Perlmutter |primeiro1=S. |último2=Aldering |primeiro2=G. |último3=Valle |primeiro3=M. Della |último4=Deustua |primeiro4=S. |último5=Ellis |primeiro5=R.S. |último6=Fabbro |primeiro6=S. |último7=Fruchter |primeiro7=A. |último8=Goldhaber |primeiro8=G. |último9=Groom |primeiro9=D.E. |último10=Hook |primeiro10=I.M. |último11=Kim |primeiro11=A.G. |último12=Kim |primeiro12=M.Y. |último13=Knop |primeiro13=R. A. |último14=Lidman |primeiro14=C. |último15=McMahon |primeiro15=R.G. |último16=Nugent |primeiro16=P. |último17=Pain |primeiro17=R. |último18=Panagia |primeiro18=N. |último19=Pennypacker |primeiro19=C. R. |último20=Ruiz-Lapuente |primeiro20=P. |último21=Schaefer |primeiro21=B. |último22=Walton |primeiro22=N. |títulotrad=Descoberta de uma explosão de supernova com metade da idade do Universo |título=''Discovery of a supernova explosion at half the age of the Universe'' |periódico=Nature |volume=391 |número=6662 |ano=1998 |páginas=51–54 |issn=0028-0836|doi=10.1038/34124 |bibcode=1998Natur.391...51P |arxiv=astro-ph/9712212 |s2cid=4329577 |ref={{Harvid|Perlmutter et al.|1998}} |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Perlmutter |primeiro1=S. |último2=Aldering |primeiro2=G. |último3=Goldhaber |primeiro3=G. |último4=Knop |primeiro4=R.A. |último5=Nugent |primeiro5=P. |último6=Castro |primeiro6=P.G. |último7=Deustua |primeiro7=S. |último8=Fabbro|primeiro8=S. |último9=Goobar|primeiro9=A. |último10=Groom |primeiro10=D.E. |último11=Hook |primeiro11=I.M. |último12=Kim |primeiro12=A.G. |último13=Kim |primeiro13=M.Y. |último14=Lee |primeiro14=J.C. |último15=Nunes |primeiro15=N.J. |último16=Pain |primeiro16=R. |último17=Pennypacker |primeiro17=C.R. |último18=Quimby |primeiro18=R. |último19=Lidman |primeiro19=C. |último20=Ellis |primeiro20=R.S. |último21=Irwin |primeiro21=M. |último22=McMahon |primeiro22=R.G. |último23=Ruiz-Lapuente |primeiro23=P. |último24=Walton |primeiro24=N. |último25=Schaefer |primeiro25=B. |último26=Boyle |primeiro26=B.J. |último27=Filippenko |primeiro27=A.V. |último28=Matheson |primeiro28=T. |último29=Fruchter |primeiro29=A.S. |último30=Panagia |primeiro30=N. |último31=Newberg |primeiro31=H.J.M. |último32=Couch |primeiro32=W.J. |autor33=The supernova cosmology project |títulotrad=Medições de Ω e Λ a partir de 42 supernovas de alto desvio para o vermelho |título=''Measurements of Ω and Λ from 42&nbsp;high-redshift supernovae'' |periódico=The astrophysical journal |volume=517 |número=2 |ano=1999 |páginas=565–586 |issn=0004-637X |doi=10.1086/307221 |bibcode=1999ApJ...517..565P |arxiv=astro-ph/9812133 |s2cid=118910636 |ref={{Harvid|Perlmutter et al.|1999}} |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Riess |primeiro1=A.G. |último2=Filippenko |primeiro2=A.V. |último3=Challis |primeiro3=P. |último4=Clocchiatti |primeiro4=A. |último5=Diercks |primeiro5=A. |último6=Garnavich |primeiro6=P.M. |último7=Gilliland |primeiro7=R.L. |último8=Hogan|primeiro8=C.J. |último9=Jha|primeiro9=S. |último10=Kirshner |primeiro10=R.P. |último11=Leibundgut|primeiro11=B. |último12=Phillips |primeiro12=M.M. |último13=Reiss |primeiro13=D. |último14=Schmidt |primeiro14=B.P. |último15=Schommer |primeiro15=R.A. |último16=Smith |primeiro16=R.C. |último17=Spyromilio |primeiro17=J. |último18=Stubbs |primeiro18=C. |último19=Suntzeff |primeiro19=N.B. |último20=Tonry |primeiro20=J. |títulotrad=Evidências observacionais, a partir de supernovas, para um universo em aceleração e uma constante cosmológica |título=''Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant'' |periódico=The astronomical journal |volume=116 |número=3 |ano=1998 |páginas=1009–1038 |issn=0004-6256 |doi=10.1086/300499|bibcode=1998AJ....116.1009R |arxiv=astro-ph/9805201 |s2cid=15640044 |ref={{Harvid|Riess et al.|1998}} |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Schmidt |primeiro1=B.P. |último2=Suntzeff |primeiro2=N.B. |último3=Phillips |primeiro3=M.M. |último4=Schommer |primeiro4=R.A. |último5=Clocchiatti |primeiro5=A. |último6=Kirshner |primeiro6=R.P. |último7=Garnavich |primeiro7=P. |último8=Challis|primeiro8=P. |último9=Leibundgut |primeiro9=B. |último10=Spyromilio |primeiro10=J. |último11=Riess |primeiro11=A.G. |último12=Filippenko |primeiro12=A.V. |último13=Hamuy |primeiro13=M. |último14=Smith |primeiro14=R. C. |último15=Hogan |primeiro15=C. |último16=Stubbs |primeiro16=C. |último17=Diercks |primeiro17=A.|último18=Reiss |primeiro18=D. |último19=Gilliland |primeiro19=R. |último20=Tonry |primeiro20=J. |último21=Maza |primeiro21=J. |último22=Dressler |primeiro22=A. |último23=Walsh |primeiro23=J. |último24=Ciardullo |primeiro24=R. |títulotrad=A busca de supernovas do ''High-Z'': Medindo a desaceleração cósmica e a curvatura global do Universo usando supernovas do tipo Ia'' |título=''The High-Z supernova search: Measuring cosmic deceleration and global curvature of the Universe using type Ia supernovae'' |periódico=The astrophysical journal |volume=507 |número=1 |ano=1998 |páginas=46–63 |issn=0004-637X |doi=10.1086/306308 |bibcode=1998ApJ...507...46S |arxiv=astro-ph/9805200 |s2cid=15762698 |ref={{Harvid|Schmidt et al.|1998}} |língua=en }}
* {{Citar periódico |autor1=The Planck collaboration |título=''Planck 2015 results I. Overview of products and scientific results'' |título=''Resultados do Planck 2015 I. Visão geral dos resultados científicos e dos produtos''
|periódico=Astronomy & astrophysics |ano=2016 |volume=594 |páginas=A1 |doi=10.1051/0004-6361/201527101 |arxiv=1502.01582 |bibcode=2016A&A...594A...1P |s2cid=119213675 |ref={{Harvid|The Planck collaboration|2015a}} |língua=en }}
* {{Citar periódico |autor1=Planck collaboration |títulotrad=Resultados do Planck 2015. XIII. Parâmetros cosmológicos |título=''Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters'' |periódico=Astronomy & astrophysics |volume=594 |ano=2016 |páginas=A13 |issn=0004-6361 |doi=10.1051/0004-6361/201525830|bibcode=2016A&A...594A..13P |arxiv=1502.01589 |s2cid=119262962 |ref={{Harvid|The Planck collaboration|2015b}} |língua=en }}
* {{Citar periódico |autor1=The Planck collaboration |títulotrad=Resultados do Planck 2018. VI. Parâmetros cosmológicos |título=''Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters'' |periódico=Astronomy & astrophysics |ano=2020 |volume=641 |páginas=A6 |doi=10.1051/0004-6361/201833910 |arxiv=1807.06209 |bibcode=2020A&A...641A...6P |s2cid=119335614 |língua=en }}
* {{Citar periódico |último=Weinberg |primeiro=S. |títulotrad=Limite antrópico na constante cosmológica |título=''Anthropic bound on the cosmological constant'' |periódico=Physical review letters |volume=59 |páginas=2607–2610 |bibcode=1987PhRvL..59.2607W |doi=10.1103/PhysRevLett.59.2607 |ano=1987 |pmid=10035596 |número=22 |língua=en }}
{{Refend}}

====Literatura secundária: notícias, artigos científicos populares e livros====
{{Refbegin|30em}}
* {{Citar periódico |último1=Abbott |primeiro1=Larry |s2cid=30023659 <!-- |autorlink1=:en:Larry Abbott -->|títulotrad=O mistério da constante cosmológica |título=''The mystery of the cosmological constant'' |periódico=Scientific American |volume=258 |número=5 |ano=1988 |páginas=106–113 |issn=0036-8733 |doi=10.1038/scientificamerican0588-106 |bibcode=1988SciAm.258e.106A |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Barrow |primeiro1=J. D. |último2=Webb |primeiro2=J. K. |títulotrad=Constantes inconstantes |título=''Inconstant constants'' |periódico=Scientific American |volume=292 |número=6 |ano=2005 |páginas=56–63 |issn=0036-8733 |doi=10.1038/scientificamerican0605-56 |pmid=15934653 |bibcode=2005SciAm.292f..56B |url=http://phys.unsw.edu.au/~jkw/hons/barr_webb_sciam11.pdf |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20221009/http://phys.unsw.edu.au/~jkw/hons/barr_webb_sciam11.pdf |arquivodata=2022-10-09 <!-- |urlmorta=não -->|língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Brumfiel |primeiro1=G. |títulotrad=Um problema constante |título=''A constant problem'' |periódico=Nature |volume=448 |número=7151 |ano=2007 |páginas=245–248 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/448245a |pmid=17637631 |bibcode=2007Natur.448..245B |s2cid=4428576 |url=http://hosting.astro.cornell.edu/academics/courses/astro1109/readings/AConstantProblem.pdf |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20221009/http://hosting.astro.cornell.edu/academics/courses/astro1109/readings/AConstantProblem.pdf |arquivodata=2022-10-09 <!-- |urlmorta=não -->|doi-access=free |língua=en }}
* {{Citar livro |último1=Davies |primeiro1=P. C. W. |autorlink1=Paul Davies |título=Superforça: A busca por uma grande teoria unificada da natureza |título=Superforce: The search for a grand unified theory of nature |ano=1985|publicado=''Simon & Schuster'' |local=Nova Iorque  |isbn=978-0-671-47685-4 |url=https://books.google.com/books?id=Bna5p4vJtucC |lccn=84005473 |oclc=12397205 |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Hogan |primeiro1=J. |títulotrad=Bem vindo ao lado escuro |título=''Welcome to the dark side'' |periódico=Nature |volume=448 |número=7151 |ano=2007 |páginas=240–245 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/448240a |pmid=17637630 |url=http://pa.brown.edu/articles/Nature_Vol448_20070719_UnseenUniverse.pdf |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20221009/http://pa.brown.edu/articles/Nature_Vol448_20070719_UnseenUniverse.pdf |arquivodata=2022-10-09 <!-- |urlmorta=não -->|bibcode=2007Natur.448..240H |s2cid=4415960 |doi-access=free |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=O'Raifeartaigh |primeiro1=C. |último2=Mitton |primeiro2=S. |títulotrad=O "maior erro" de Einstein – interrogar a lenda |título=''Einstein's "biggest blunder" – interrogating the legend'' |periódico=Physics in perspective |volume=20 |número=4 |páginas=318–341 |ano=2018 |arxiv=1804.06768 |doi=10.1007/s00016-018-0228-9 |s2cid=119097586 |língua=en }}
* {{Citar web |último1=Redd |primeiro1=N. T. |títulotrad=O que é energia escura? |título=''What is dark energy?'' |url=https://www.space.com/20929-dark-energy.html |website=space.com |arquivourl=https://archive.today/20160519162257/http://www.space.com/20929-dark-energy.html |arquivodata=2016-05-19 |ano=2013 |acessodata=28-10-2018 <!-- |urlmorta=não -->|língua=en }}
* {{Citar web |último1=Rosen |primeiro1=R. J. |títulotrad=Einstein provavelmente nunca disse uma de suas frases mais citadas |título=''Einstein likely never said one of his most oft-quoted phrases'' |url=https://www.theatlantic.com/technology/archive/2013/08/einstein-likely-never-said-one-of-his-most-oft-quoted-phrases/278508/ |website=theatlantic.com |publicado=The Atlantic |arquivourl=https://archive.today/20130810062508/http://www.theatlantic.com/technology/archive/2013/08/einstein-likely-never-said-one-of-his-most-oft-quoted-phrases/278508/ |arquivodata=2013-08-10 |ano=2013 |acessodata=06-03-2017 <!-- |urlmorta=não -->|língua=en }}
{{Refend}}

==== Literatura secundária: artigos de revisão, monografias e livros didáticos ====
{{Refbegin|30em}}
* {{Citar periódico |último1=Barrow |primeiro1=J. D. |último2=Shaw |primeiro2=D. J. |títulotrad=O valor da constante cosmológica |título=''The value of the cosmological constant'' |periódico=General relativity and gravitation |volume=43 |número=10 |ano=2011 |páginas=2555–2560 |issn=0001-7701 |doi=10.1007/s10714-011-1199-1 |bibcode=2011GReGr..43.2555B |arxiv=1105.3105 |s2cid=55125081 |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Caldwell |primeiro1=R. R. |títulotrad=Uma ameaça fantasma? Consequências cosmológicas de um componente de energia escura com equação de estado supernegativa |título=''A phantom menace? Cosmological consequences of a dark energy component with super-negative equation of state'' |periódico=Physics letters B |volume=545 |número=1–2 |ano=2002 |páginas=23–29 |issn=0370-2693 |doi=10.1016/S0370-2693(02)02589-3 |bibcode=2002PhLB..545...23C |arxiv=astro-ph/9908168 |s2cid=9820570 |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Carroll |primeiro1=S. M. |autorlink1=Sean M. Carroll |último2=Press |primeiro2=W. H. |autorlink2=William H. Press |último3=Turner |primeiro3=E. L. |títulotrad=A constante cosmológica |título=''The cosmological constant'' |periódico=Annual eeview of astronomy and astrophysics |volume=30 |número=1 |ano=1992 |páginas=499–542 |issn=0066-4146 |doi=10.1146/annurev.aa.30.090192.002435 |pmid=28179856 |pmc=5256042 |bibcode=1992ARA&A..30..499C |url=https://preposterousuniverse.com/wp-content/uploads/cpt92.pdf |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20221009/https://preposterousuniverse.com/wp-content/uploads/cpt92.pdf |arquivodata=2022-10-09 <!-- |urlmorta=não -->|língua=en }}
* {{Citar livro |último1=Hobson |primeiro1=M. P. |último2=Efstathiou |primeiro2=G. P. |último3=Lasenby |primeiro3=A. N. |títulotrad=Relatividade geral: uma introdução para físicos |título=General relativity: An introduction for physicists |ano=2006 |publicado=''Cambridge university press'' |local=Cambridge |isbn=978-0-521-82951-9 |edição=2014 |url=https://books.google.com/books?id=5dryXCWR7EIC |oclc=903178203 |lccn=2006277059 |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Joyce |primeiro1=A. |último2=Jain |primeiro2=B. |último3=Khoury |primeiro3=J. |último4=Trodden |primeiro4=M. |títulotrad=Para além do modelo cosmológico padrão |título=''Beyond the cosmological standard model'' |periódico=Physics reports |volume=568 |ano=2015 |páginas=1–98 |issn=0370-1573 |doi=10.1016/j.physrep.2014.12.002 |bibcode=2015PhR...568....1J |arxiv=1407.0059 |s2cid=119187526 |língua=en }}
*  {{Citar periódico |último1=Peebles |primeiro1=P. J. E. |autorlink1=James Peebles |último2=Ratra |primeiro2=B. <!-- |autorlink2=:en:Bharat Ratra -->|título=A energia escura e a constante cosmológica|título=''The cosmological constant and dark energy'' |periódico=Reviews of modern physics |volume=75 |número=2 |ano=2003 |páginas=559–606 |issn=0034-6861 |doi=10.1103/RevModPhys.75.559 |bibcode=2003RvMP...75..559P |arxiv=astro-ph/0207347 |s2cid=118961123 |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Rugh |primeiro1=S |títulotrad=O problema da constante cosmológica e o vácuo quântico |título=''The quantum vacuum and the cosmological constant problem'' |periódico=Studies in history and philosophy of modern physics |volume=33 |número=4 |páginas=663–705 |doi=10.1016/S1355-2198(02)00033-3 |ano=2001 |último2=Zinkernagel |primeiro2=H. |bibcode=2002SHPMP..33..663R |arxiv=hep-th/0012253 |s2cid=9007190 |língua=en }}
* {{Citar livro |último1=Ryden |primeiro1=B. S. |títulotrad=Introdução à cosmologia |título=Introduction to cosmology |ano=2003 |publicado=''Addison–Wesley'' |local=San Francisco |isbn=978-0-8053-8912-8 |oclc=50478401 |lccn=2002013176 |língua=en }}
* {{Citar livro |último1=Vilenkin |primeiro1=A. <!-- |autorlink1=:en:Alexander Vilenkin -->|títulotrad=Muitos mundos em um: A busca por outros universos |título=Many worlds in one: The search for other universes |ano=2006 |publicado=''Hill and Wang'' |local=Nova Iorque |isbn=978-0-8090-9523-0 |oclc=799428013 |lccn=2005027057 <!-- |acessourl=registro -->|url=https://archive.org/details/manyworldsinoneo00vile |língua=en }}
* {{Citar periódico |último1=Weinberg |primeiro1=S. |autorlink1=Steven Weinberg |títulotrad=O problema da constante cosmológica  |título=''The cosmological constant problem'' |periódico=Reviews of modern physics |volume=61 |número=1 |ano=1989 |páginas=1 – 23 |issn=0034-6861 |doi=10.1103/RevModPhys.61.1 |bibcode=1989RvMP...61....1W |url=https://repositories.lib.utexas.edu/bitstream/2152/61094/1/Weinberg_1989.pdf |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20221009/https://repositories.lib.utexas.edu/bitstream/2152/61094/1/Weinberg_1989.pdf |arquivodata=2022-10-09 <!-- |urlmorta=não -->|hdl=2152/61094 |s2cid=122259372 |hdl-access=free |língua=en }}
* {{Citar livro |último1=Weinberg |primeiro1=S. |autorlink1=Steven Weinberg |título=Sonhos de uma teoria final: A busca dos cientistas pelas leis últimas da natureza. |título=Dreams of a final theory: The scientist's search for the ultimate laws of nature. |ano=1992 |publicado=''Pantheon books'' |local=Nova Iorque |isbn=978-0-679-74408-5 |lccn=93030534 |oclc=319776354 |língua=en }}
* {{Citar livro |último1=Weinberg |primeiro1=S. |autorlink1=Steven Weinberg |títulotrad=Aulas sobre mecânica quântica |título=Lectures on quantum mechanics |ano=2015 |publicado=''Cambridge university press'' |local=Cambridge |isbn=978-1-107-11166-0 |edição=2ª |lccn=2015021123 |oclc= 910664598 |língua=en }}
{{Refend}}

== Ligações externas ==
{{Correlatos}}
* Michael, E., ''Universidade do Colorado, Departamento de ciências astrofísicas e planetárias,'' "[https://web.archive.org/web/20070103073616/http://super.colorado.edu/~michaele/Lambda/lambda.html ''The cosmological constant'' – A constante cosmológica]" (em inglês)
* [[Sean M. Carroll|Carroll, Sean M.]], ''[https://web.archive.org/web/20011201205845/http://pancake.uchicago.edu/~carroll/encyc/ "''The cosmological constant" – A constante cosmológica]'' (resumidamente) (em inglês), "[https://web.archive.org/web/20040620123430/http://www.livingreviews.org/lrr-2001-1 ''The cosmological constant'' – A constante cosmológica]" (detalhadamente) (em inglês).
* [http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6156110.stm ''News story: More evidence for dark energy being the cosmological constant'' – Notícia: Mais evidências de que a energia escura é a constante cosmológica] (em inglês)
* Artigo "[http://www.scholarpedia.org/article/Cosmological_constant ''Cosmological constant'' – Constante cosmológica]" (em inglês) na [[Scholarpedia]]
* {{Citar web |último=Copeland |primeiro=Ed |títulotrad=Λ – constante cosmológica |título=''Λ – cosmological constant'' |url=http://www.sixtysymbols.com/videos/cosmological.htm |publicado=Brady Haran{{Ill|en||Brady Haran|nlk=true}} para a [[Universidade de Nottingham]] |autor2=Merrifield, Mike |língua=en }}
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