Las observaciones actuales del universo muestran que aparenta estar expandiéndose. Esto se observa a través del corrimiento al rojo –un efecto Doppler cosmológico- de la luz de supernovas a gran distancia. Las últimas son explosiones gigantes que proveen una “bujía patrón”, una señal fija cuyo color indica movimiento relativo al observador. Los objetos distantes no solo aparecen moverse alejándose de nosotros, pero lo hacen en forma acelerada. Esta aceleración no puede ser explicada por un universo compuesto por materia “ordinaria” como polvo o radiación. Para proveer aceleración, la materia tiene que tener presión negativa. No se conoce la naturaleza exacta de materia que pueda proveer dicha propiedad, así que se la llama “energía oscura”.
La imagen de los restos de la supernova tipo Ia llamada Tycho, captadas por el observatorio Spitzer de la NASA, y originalmente observada por Tycho Brahe.
De acuerdo al modelo estándar de la cosmología, el 73% del contenido de materia el universo consiste en energía oscura. Es la componente dominante del universo observable, el resto estando compuesto primariamente de materia oscura (la materia ordinaria que constituye las estrellas, planetas y nébulas constituye solo el 4%). En cosmología se suele asumir que el universo es a gran escala homogéneo e isotrópico, y como consecuencia de ello los tipos de materia presente están usualmente parametrizados por el cociente de su presión a su energía, llamado w. La energía oscura no es como la materia ordinaria y presenta presión negativa. De hecho, observaciones por Reiss et al. Indican que dicho cociente es de -1.08 ±0.1. Hay varios modelos que intentan explicar la naturaleza de la energía oscura. Entre ellos está la Quintaesencia que consiste de un campo escalar cuya presión cambia con el tiempo, y modelos de regiones vacías de materia (llamado modelo de queso Suizo) que buscan explicar la expansión como un efecto de inhomogeneidades a gran escala. Sin embargo, el modelo más aceptado para la energía oscura es el de la constante cosmológica, para el cual w=-1.
La constante cosmológica tiene una historia interesante como concepto en la relatividad general. Originalmente fue introducida por Einstein, que noto que había libertad de incluirla en las ecuaciones de la teoría, fue un intento de contrarrestar la expansión del universo que aparece en cosmología relativista. Debe recordarse que en ese entonces se pensaba que el universo era estático. Se demostró rápidamente que la constante cosmológica no es suficiente para proveer un universo estático estable. Peor aún, observaciones posteriores indicaron que el universo se expandía como lo sugerían las ecuaciones de la cosmología relativista. Aun así, la libertad de incluir un nuevo parámetro en las ecuaciones de la relatividad general permaneció de interés teórico. Las ecuaciones con el parámetro describían los universos de (anti)DeSitter que tienen una topología distinta del espacio plano. El destino a largo plazo del universo en general es determinado por la constante cosmológica – para valores positivos suficientemente grandes, el universo se expandirá indefinidamente, acelerando mientras se expande. Para valores negativos el universo eventualmente re colapsará, llegando a una singularidad llamada “big crunch” (gran aplastamiento). Recientemente, a través de la observación de supernovas, el valor de la constante cosmológica ha sido medido y es positivo y pequeño. En unidades naturales (en términos de la escala de Planck), su valor es 10-120, un número tan increíblemente pequeño que aparece improbable que haya ocurrido por accidente. Esta “pequeñez” o “sintonización fina” es un problema conceptual y ha motivado una serie de explicaciones que van desde argumentos antrópicos (valores más altos harían la vida humana imposible) a agujeros de gusano virtuales. Sin embargo, no hay una respuesta aceptada por los científicos hoy.
El rol de la constante cosmológica puede ser entendido de dos maneras – puede ser considerado tanto como un pedazo de la geometría o del contenido de materia de las ecuaciones de campo de la relatividad general. Como entidad geométrica puede ser considerado como un factor más en la complicada forma en que la geometría se acopla con la materia. Como materia puede ser asociada con la energía del “vacio” del universo: energía asociada con el espacio vacío. Esta naturaleza dual hace a la constante cosmológica un candidato de prueba ideal para introducir materia en teorías fundamentales de la gravedad. El trabajo de Bianchi, Krajevski, Rovelli y Vidotto, discutido en la plática, se refiere a la adición de este término en los modelos cosmológicos de espumas de espín (spin foams). Francesca describió como uno puede introducir un término que agrega el efecto de la constante cosmológica a las amplitudes de transición (una manera de cuantificar la dinámica) de los modelos de espuma de espín. Este nuevo ingrediente le permite a Francesca elaborar un nuevo modelo de cosmología dentro del contexto de las espumas de espín. Cuando se agrega a las recetas usuales de grafos dipolares, expansiones de vértice y estados coherentes, los resultados descritos aparecen describir bien nuestro universo a grandes escalas. La inclusión de este nuevo factor permite usar interpretaciones de grupos deformados cuánticos, que han sido propuestos como una manera de hacer la teoría finita.
Este es un desarrollo interesante, dado que el programa de espumas de espín ataca “de abajo para arriba” el problema de la gravedad cuántica. En lugar de empezar con la relatividad general usual y hacer perturbaciones alrededor de soluciones conocidas, el programa de espumas de espín se basa en redes representando los campos gravitatorios fundamentales y calcula su dinámica a través de un a espuma de grafos que interpolan entre la red inicial y la final. Así, recuperar la física usual no es algo asegurado de entrada. Los resultados discutidos en el seminario de Francesca proveen una base firma para entender las implicaciones cosmológicas de los modelos de espuma de espín y de acercarlos a la física observable.
