Catàstrofe del buit

La catàstrofe del buit: esta figura mostra cóm un espai pot tindre diferents formes generals, utilisant espais bidimensionales per a major claritat. De dalt avall, tenim espais tancats, oberts i plans, en un triàngul superpost per a emfatisar cóm la forma afecta a l'espai

En cosmologia, la catàstrofe del buit fa referència al desacort de 122 órdens de magnitut entre el llímit superior de la densitat de l'energia del buit calculat a partir de les senyes obtingudes de la sonda Voyager de menys de 10¹⁴ GeV/m³ i l'energia del punt zero de 10¹²¹ GeV/m³ sugerida per la teoria quàntica de camps. A esta discrepància li la coneix com «la pijor predicció teòrica de la història de la física».

Este problema va ser identificat per Walther Nernst en una etapa primerenca, lo que va suscitar la pregunta sobre les conseqüències que tindria eixa enorme cantitat d'energia del buit en els efectes gravitatorios. Rugh i Zenkernagel han realisat una valoració filosòfica i històrica recentment.

La magnitut del desacort i el seu context

Dins del marc de la relativitat general proposta per Einstein, es troba un component fonamental, la constant Λ, coneguda com la constant cosmológica. Esta va ser introduïda inicialment per a estabilisar solucions al sistema, pero es va rebujar posteriorment en la troballa de l'expansió universal.No obstant, el paradigma va canviar novament en observar l'acceleració còsmica,lo que va conduir a la formulació de models cosmológicos que incorporaven una Λ no nula, com són els models de-Sitter, estat estacionario i Lemaitre. En estos models, Λ juga el rol d'una força expansiva adicional, interpretada comunament com a energia obscura.

En considerar la constant cosmológica, les equacions de camp d'Einstein es definixen com:

$R_{\mu \nu }-\frac{1}{2}R{g}_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }=\frac{8\pi G}{c^4}{T}_{\mu \nu }$

(equació 1)

En esta expressió, Rμν representa el tensor de curvatura de Ricci, gμν és el tensor mètric, i Tμν és el tensor d'esforç-energia, modelat convencionalment com un decorregut perfecte, i definit per:

$T_{\mu \nu }=(\rho +\frac{P}{c^2})U_{\mu }{U}_{\nu }+P{g}_{\mu \nu }$

(equació 2)

La mètrica de Robertson-Walker, un postulat central en la cosmologia moderna, propon simplificar les equacions d'Einstein a dos equacions de Friedman:

${\left(\frac{\dot{a}}{a}\right)}^2=\frac{8\pi G\rho }{3}+\frac{\Lambda }{3}-\frac{c^{2}k}{a^2{R}_o^2}$

(equació 3)

$\frac{\ddot{a}}{a}=-\frac{4\pi G(\rho +\frac{3P}{c^2})}{3}$

(equació 4)

A on 'a' és el factor d'escala, representant el «tamany» de l'univers en funció del temps. Observacions astronòmiques actuals recolzen un model cosmológico en el que l'univers és pla, dominat per Λ i compost en la seua majoria per radiació, matèria obscura i matèria bariónica.

D'estes observacions es deduïx l'equació de Friedman per a un univers pla (per eixemple, k = 0) com:

$H^2={\left(\frac{\dot{a}}{a}\right)}^2=\frac{8\pi G\rho }{3}+\frac{\Lambda }{3}$

(equació 5)

Este marc teòric es complementa en l'idea de que l'univers està impregnat per una energia obscura, que representa el consens general en cosmologia i física de partícules, lo que comporta una interpretació de la constant cosmológica com una densitat d'energia, la qual cosa resulta en térmens de densitat d'energia obscura, $\Lambda =8\pi G{\rho }_{\Lambda }$. Esta idea es reforça encara més en considerar un univers estàtic (per eixemple, $\dot{a}$=0).

En abdós casos l'equació resultant de Friedman és:

$H^2={\left(\frac{\dot{a}}{a}\right)}^2=\frac{8\pi G}{3}(\rho +{\rho }_{\Lambda })$

(equació 6)

Les solucions de Friedman derivades en 1922 sugerixen que existix una densitat crítica que obliga la planitud de l'univers. Estes solucions a les equacions de camp d'Einstein de la relativitat general que descriuen l'expansió mètrica de l'espai en models cosmológicos homogéneus i isotrópicos, és dir, models de l'univers que són iguals en totes les direccions i en tots els llocs. La proporció de la densitat total d'energia i massa al valor crític és el paràmetro de densitat Ω, i es troba prop d'1. Les principals contribucions a este valor provenen de l'energia obscura, la matèria obscura i la matèria bariónica.

Les contribucions a este paràmetro de densitat provenen de: la densitat del buit (energia obscura), ΩΛ=0.683; la matèria obscura, Ωd=0.268; i la matèria bariónica, Ωb=0.049, sumant un total de ΩT=1.

l'equació de Friedman pren llavors la forma d'un model Einstein-de Sitter en el que la constant cosmológica està acoplada a la densitat:

${\left(\frac{\dot{a}}{a}\right)}^2=\frac{8\pi G}{3}({\rho }_b+{\rho }_d+{\rho }_{\Lambda })=\frac{8\pi G}{3}(0.049{\rho }_{\text{crit}}+0.268{\rho }_{\text{crit}}+0.683{\rho }_{\text{crit}})=\frac{8\pi G}{3}{\rho }_{\text{crit}}$ (equació 7)

a on

• ${\rho }_b$ és la densitat deguda a la matèria bariónica;
• ${\rho }_d$ és la densitat deguda a la matèria obscura;
• ${\rho }_{\Lambda }$ és la densitat deguda a l'energia obscura; i
• ${\rho }_{\text{crit}}=\frac{3H_o^2}{8\pi G}$

Utilisant el valor actual de:

• $H_o=67.4\pm 0.5{\text{ km·s}}^{-1}{\text{·Mpc}}^{-1}$ per a la constant de Hubble , s'obté la densitat crítica en el present com
• ${\rho }_{\text{crit}}=8.53\times 10^{-30}{\text{ g/cm}}^3$ i, per lo tant,
• ${\rho }_b=0.049{\rho }_{\text{crit}}=4.18\times 10^{-31}{\text{ g/cm}}^3$,
• ${\rho }_d=0.268{\rho }_{\text{crit}}=2.29\times 10^{-30}{\text{ g/cm}}^3$ i
• ${\rho }_{\Lambda }=0.683{\rho }_{\text{crit}}=5.83\times 10^{-30}{\text{ g/cm}}^3$.
• La densitat d'energia del buit a l'escala cosmológica és, per lo tant, de l'orde de $10^{-30}{\text{ g/cm}}^3$.

No obstant, la teoria quàntica de camps determina la densitat d'energia del buit sumant les energies $\hslash \omega /2$ sobre tots els modos oscilatoris. Com les fluctuacions quàntiques prediuen modos oscilatoris infinits,açò dona com resultat un valor infinit a menos que es renormalice en el llímit de Planck. En utilisar dit valor de tall, es troba que la densitat d'energia del buit és:

${\rho }_{\text{vac}}=\frac{c^5\hslash }{G^2}=\frac{m_l}{l^3}=5.16\times 10^{93}{\text{g/cm}}^3$ (equació 8)

a on $m_l=2.18\times 10^{-5}\text{g}$ és la massa de Planck i $l=1.616\times 10^{-33}\text{cm}$ és la llongitut de Planck. Este valor està ben respalat tant per la teoria com pels resultats experimentals.

La densitat d'energia del buit cosmológico es referix a l'energia inherent a l'espai buit de l'univers. Esta energia del buit juga un paper crucial en la cosmologia actual, associant-se a sovint en l'energia obscura, que és responsable de l'expansió accelerada de l'univers. La densitat d'energia del buit cosmológico es determina a partir de la següent observació: ${\rho }_{\text{vac}}=5.83\times 10^{-30}{\text{g/cm}}^3$. Per lo tant, no concorda en la densitat d'energia del buit en el llímit de Planck, predita per la teoria quàntica de camps, ${\rho }_{\text{vac}}=5.16\times 10^{93}{\text{g/cm}}^3$. Esta discrepància és significativa, 122 órdens de magnitut, i es coneix com la catàstrofe del buit.

Intents fallancs de resolució de la discrepància

Possibles intents de resoldre esta discrepància, revisats per Weinberg,inclouen l'introducció d'un camp escalar acoplat a la gravetat de tal manera que ρ_vac es cancela automàticament quan el camp escalar alcança l'equilibri.Un segon enfocament imagina una profunda simetria que no és aparent en la teoria de camp efectiva pero que, no obstant, restringix els paràmetros d'esta teoria efectiva de modo que ρ_vac és zero o menut.Després està l'idea de la quintesencia que afirma que la constant cosmológica és chicoteta perque l'univers és antic i, per lo tant, imagina un camp escalar que descendix en un potencial governat per una equació de camp. Quan un camp escalar que varia llentament està acoplat mínimament a la gravetat, pot dur a l'acceleració observada de l'univers. Esta idea de la quintesencia ha segut respalada per la recent conjectura oferida per Obiedper a explicar per qué la teoria de cordes no ha pogut construir un buit de Sitter metaestable. L'univers «permés» resultant apunta a un univers en expansió en el qual l'energia del buit disminuïx a una velocitat per damunt d'un llímit inferior específic, és dir, un univers quintaesente.

Finalment, les consideracions antropogénicas apliquen un llímit antropogénico en +vés ρ_vac establint el requisit de que no deuria ser tan gran com per a evitar la formació de galàxies. Usant un simple model esfèric de caiguda de Peebles, el llímit superior dona ${\rho }_v$ com no major que la densitat de massa còsmica en el moment de la formació de la primera galàxia (z = 5), que és aproximadament 200 voltes la densitat de massa actual, i per lo tant, una gran millora respecte als 122 órdens de magnitut. Per lo tant, fins ara, la catàstrofe del buit no està resolta.

El model holográfico generalisat

El model holográfico oferix una solució cuantizada a la gravetat en térmens de Unitats Esfèriques de Planck (PSU) en un enfocament holográfico generalisat que postula una solució teòrica al problema de la catàstrofe del buit. D'Haro et al. varen modelar una reconstrucció holográfica de l'espai-temps.El professor Kostas Senderis, físic teòric del departament de matemàtiques de l'Universitat de Southampton va declarar que:

La holografía és un gran alvanç en la forma en que pensem sobre l'estructura i creació de l'univers. La teoria de la relativitat general d'Einstein explica casi tot a gran escala en l'univers molt be, pero comença a desentranyar-se en examinar els seus orígens i mecanismes a nivell quàntic. Els científics han estat treballant durant décades per a combinar la teoria de la gravetat d'Einstein i la teoria quàntica. Alguns creuen que el concepte d'un univers holográfico té el potencial de reconciliar els dos. Espere que la nostra investigació nos acoste un pas més cap a açò.

Kostas Senderis

Les investigacions de l'equip de Senderis sugerixen que la naturalea de l'univers és holográfica i fractal. Seguint el principi holográfico de 't Hooft,, basat en les fòrmules de Bekenstein-Hawking per a la entropía d'un forat negre, s'analisa la entropía de superfície i volum d'un sistema esfèric. El bit holográfico d'informació es definix com una unitat esfèrica de Planck oscilante (PSU), establit com:

$PSU=\frac{4}{3}\pi r_l^3$

(equació 9)

a on: $r_1=\frac{1}{2}$

Estes PSU, o voxels de Planck, se situen a lo llarc de l'àrea d'un horisó superficial esfèric, establint una relació holográfica en la densitat d'informació de massa-energia en l'interior.

En este enfocament holográfico generalisat es propon que l'informació/entropía d'un horisó superficial esfèric deu calcular-se en bits esfèrics i aixina definix l'informació/entropía superficial en térmens de PSUs, com:

$\eta =\frac{A}{\pi r_l^2}$

(equació 10)

En este enfocament holográfico generalisat se sugerix que l'informació/entropía d'un horisó de superfície esfèrica deu calcular-se en bits esfèrics i, per lo tant, definix l'informació/entropía de la superfície en térmens de PSUs, de la següent manera:

$n=\frac{A}{\pi r^2}$ (equació 10)

a on l'àrea de Planck, presa com una unitat d'informació/entropía, és el disc equatorial d'una unitat esfèrica de Planck, $\pi r_l^2$, i A és l'àrea de superfície d'un sistema esfèric. Notem que en esta definició la entropía és llaugerament major ( 5 voltes) que l'establida pel llímit de Bekenstein, i la constant de proporcionalitat es pren com a unitat (en lloc d'1/4 com en la entropía de Bekenstein-Hawking). S'ha sugerit anteriorment que la entropía quàntica d'un forat negre pugues no ser exactament igual a $A/4$. Per a diferenciar entre models, l'informació/entropía S, codificada en el llímit de superfície en el model holográfico generalisat, es denomina $\eta \equiv S$.

Com va propondre inicialment 't Hooft, el principi holográfico establix que la descripció d'un volum d'espai pot codificar-se en el seu llímit de superfície, en un grau discret de llibertat per àrea de Planck, que pot descriure's com a variables booleanas evolucionant en el temps.

Seguint la definició d'informació de superfície $\eta$, l'informació/entropía dins d'un volum d'espai es definix de manera similar en térmens de PSU com:

$R=\frac{V}{\frac{4}{3}\pi r_l^3}=\frac{r^3}{r_l^3}$

(equació 11)

S'ha demostrat que la relació holográfica entre el potencial d'energia de transferència de l'informació superficial i l'informació del volum, equival a la massa gravitacional del sistema. Això implica que per a qualsevol forat negre en ràdio de Schwarzschild rs, la massa m_s pot expressar-se com:

$m_S=\frac{R}{\eta }ml$

(equació 12)

a on $\eta$ és el número de PSU en l'horisó de la superfície esfèrica i $R$ és el número de PSU dins del volum esfèric. Per lo tant, s'obté una equivalència de massa gravitacional holográfica en la solució de Schwarzschild en térmens d'una estructura granular discreta de l'espai-temps a l'escala de Planck, oferint una solució cuantizada a la gravetat en térmens d'unitats esfèriques de Planck (PSUs). cal senyalar que esta visió de l'estructura interior del forat negre en térmens de PSUs està respalada pel concepte de molècules de forat negre i les seues densitat numèriques rellevants segons lo propost per Miao i Xu i Wei i Lui. Aixina mateix, la relació entre l'estructura interior en térmens de "voxels" i els píxels de l'horisó conectante es discutix en el treball de Nicolini.

Estes consideracions duen a l'exploració de l'agrupació de l'estructura de l'espai-temps a escala nucleónica, a on es va descobrir que un valor precís per a la massa $m_p$ i el radi de càrrega $r_p$ d'un protó pot definir-se com:

$m_p=2\eta R{m}_l=2\varphi m_l$

(equació 13)

$r_p=\frac{4l_{m}l}{m_p}=0.841236(28)\times 10^{-13}cm$

(equació 14)

A on $\varphi =\eta R$ es definix com una relació holográfica fonamental. Significativament, este valor està dins d'un acort de $1\sigma$ en les últimes medicions muónicas del radi de càrrega del protón, en relació en una varianza de $7\sigma$ en l'enfocament estàndar.

Models innovadors que resolen la discrepància

Ràtio holográfica. La entropía de superfície a volum d'un sistema esfèric proporciona la relació holográfica ɸ obtinguda en dividir la superfície i omplir el volum de dit sistema esfèric en les Unitats Esfèriques de Planck (PSUs) -la massa de Planck en un volum esfèric de Planck en radi de Planck (llongitut de Planck / 2)- que són unitats de densitat d'energia en l'escala de Planck

Per a resoldre la catàstrofe del buit, es deu comprendre en primer lloc d'on prové el valor de la densitat d'energia del buit a escala de Planck. Alguns autors postulen que l'estructura física i, per lo tant, la densitat d'energia a esta escala es representa més adequadament en térmens de PSUs, de modo que la densitat d'energia del buit a escala de Planck, ${\rho }_l$, es pot expressar com,

${\rho }_l=m_{PSU}=9.86\times 10^{93}{\text{g/cm}}^3$.

La densitat d'energia del buit a escala quàntica és, per lo tant, ${\rho }_l=9.86\times 10^{93}{\text{g/cm}}^3$ en lloc del valor ${\rho }_{vac}=5.16\times 10^{93}{\text{g/cm}}^3$ dau en l'equació (8).

El model holográfico generalisat descriu cóm qualsevol cos esfèric pot considerar-se en térmens del seu empaquetamiento PSU, o entropía de volum, R. La massa-energia $M_R$ en térmens de PSU, per lo tant, pot expressar-se com $M_R=R{m}_l$ i la densitat de massa-energia es dona com, ${\rho }_R=M_R/V$.

En el cas del protón, la massa-energia en térmens de massa de Planck es calcula com $M_R=R{m}_l=2.45\times 10^{55}\text{g}$, que és equivalent a la massa de l'univers observable (és dir, $M_u=136\times 2^{256}\times m_p=N_{Edd}{m}_p=2.63\times 10^{55}\text{g}$ en térmens del número de Eddington; i $M_u\approx 3.63\times 10^{55}\text{g}$ a partir de medicions de densitat). Ya que estos valors per a la massa de l'univers observable són solament aproximacions, es pren la massa de l'univers observable com la massa-energia del protón, en base en els càlculs anteriors. La densitat de massa-energia del univers, per lo tant, es pot definir en térmens de la densitat de massa-energia del protón. Aixina, a escala cosmológica, la densitat de massa-energia, o densitat d'energia del buit, es calcula com,

${\rho }_u={\rho }_R=\frac{M_R}{V_U}=\frac{R{m}_l}{V_U}=2.26\times 10^{-30}{\text{g/cm}}^3=0.265{\rho }_{crit}$

(equació 15)

a on $V_U=1.08\times 10^{85}{\text{cm}}^3$ i es va trobar prenent $r_U$ com el radi de Hubble $r_H=c/H_o=1.37\times 10^{28}\text{cm}$. Per lo tant, quan es considera la densitat d'energia del buit del univers en térmens de la densitat del protó i el empaquetamiento PSU del protó (és dir, la seua entropía de volum, R), es va trobar que la densitat escala per un factor de 10¹²². També deu senyalar-se que este valor per a la densitat de massa-energia es troba que és equivalent a la densitat de matèria obscura, ${\rho }_d=0.268{\rho }_{crit}$.

De manera similar, la densitat d'energia del buit es pot considerar en térmens del mosaic superficial de el PSU (és dir, la seua entropía superficial, $\eta$), a mida que el radi s'expandix des de l'escala de Planck ${\rho }_l$ fins a l'escala cosmológica. La densitat del buit a escala cosmológica, per lo tant, es dona com,

${\rho }_u={\rho }_l\eta =8.53\times 10^{-30}{\text{g/cm}}^3={\rho }_{crit}$

(equació 16)

a on $\eta$ es troba suponent un univers de closca esfèrica en radi $r_U=r_H$. El canvi resultant en la densitat, des de la densitat del buit a escala de Planck fins a eixa a escala cosmológica, produïx un equivalent exacte a la densitat crítica actualment observada de l'univers, ${\rho }_{crit}$. Per lo tant, quan considerem l'enfocament holográfico generalisat, que descriu cóm qualsevol cos esfèric pot considerar-se en térmens del seu empaquetamiento PSU, vàrem mostrar la relació d'escala entre els PSUs i un univers de closca esfèrica i resolem la discrepància de 122 órdens de magnitut entre la densitat d'energia del buit a escala de Planck i la densitat d'energia del buit a escala cosmológica.

La solució presentada ací està en llínea en les idees de quintaesencia en les que la densitat de massa-energia està governada pel factor d'escala ${\eta }^{-1}\varphi$ , de modo que ${\rho }_{\varphi }={\rho }_l{\eta }_{\varphi }$ per a ${\eta }_{\varphi }>{\eta }_l$. Seguint este enfocament, l'equació de Friedman es pot escriure en la forma:

$H_{\varphi }^2=\frac{8\pi G}{3}{\rho }_{\varphi }=\frac{8\pi G}{3}{\rho }_l{\eta }_{\varphi }$

(equació 17)

que també es pot donar en térmens del radi variable, de modo que ${\rho }_{\varphi }={\rho }_{l}4{\left(\frac{r_l}{r_{\varphi }}\right)}^2$ per a $r_{\varphi }>r_l$ i l'equació de Friedman es convertix en:

$H_{\varphi }^2=\frac{8\pi G}{3}{\rho }_{\varphi }=\frac{8\pi G}{3}{\rho }_{l}4{\left(\frac{r_l}{r_{\varphi }}\right)}^2=\frac{2\pi G}{3}{\rho }_l{\left(\frac{r_l}{r_{\varphi }}\right)}^2$

(equació18)

Estes troballes concorden en els de Ali i Donesels qui, en un intent de resoldre els problemes actuals de cosmologia, interpreten un dels térmens de correcció quàntica en l'equació de Friedman de segon orde com a energia obscura. A partir de les equacions corregides cuánticamente de Raychaudhuri, troben el primer terme de correcció ${\Lambda }_Q=1/L_0^2$ a on $L_0$ s'identifica com la dimensió llineal actual del nostre univers observable, de modo que ${\lambda }_Q=10^{-123}$ en unitats planckianas.

Essencialment, s'agrega el terme de correcció ${\Lambda }_Q=r_l^2/L_0^2$ al mateix temps que s'inclou el factor d'escala $r_l^2/r_{\varphi }^2$. No obstant, esta solució descriu una descripció purament quàntica de l'univers suponent que els efectes de gravetat quàntica estan pràcticament absents, mentres que els resultats descrits ací mostren cóm, a mida que la densitat canvia en el radi, existix un camp escalar que està acoplat a la gravetat i, per lo tant, roda per un potencial governat per una solució holográfica cuantizada generalisada per a la gravetat.

S'han propost models invariantes d'escala similars per Maeder qui, de la mateixa manera que la dinàmica newtoniana modificada de Milgrom (MOND, per les seues sigles en anglés), definix un llímit a on la invariancia d'escala és aplicable a grans escales (és dir, acceleració baixes en MOND). En el seu model, Maeder utilisa un nou sistema de coordenades, derivat de l'anàlisis tensorial invariante d'escala, i de la mateixa manera que Milgrom i Verlinde, troba un factor adicional ${\kappa }_v$ que s'opon a la gravetat. Curiosament, i en llínea en les troballes de la solució holográfica, Maeder senyala que en este nou sistema de coordenades, tant la pressió com la densitat no són invariantes d'escala.

També deu senyalar-se que l'equivalència trobada entre la densitat crítica i la trobada a partir de la entropía superficial (equació 16) produïx una massa crítica que obedix la solució de Schwarzschild per a un univers en un radi del radi de Hubble,

$M_{crit}={\rho }_l\eta V_u=m_l\varphi =9.24\times 10^{55}\text{g}(\equiv r_{sc}2\sqrt{2G})$

(equació 19)

L'idea de que l'univers observable és l'interior d'un forat negre va ser proposta originalment per Pathria i Good i més recentment per Poplowski. Si tal solució és certa, llavors açò donaria les condicions ideals per a estudiar l'interior d'un forat negre.

Estat actual i perspectives

Intents anteriors per a resoldre la catàstrofe del buit inclouen grans correccions quàntiques. No obstant, tals teories no oferixen cap explicació física i, encara que solucions com les de Zlatev no depenen de cap ajust fi de les condicions inicials, encara es requerix un ajust fi per a establir la densitat d'energia del camp escalar igual a la densitat d'energia de la matèria i radiació en el temps present, és dir, en el creuament de domini de matèria a camp escalar (o buit) dominat. Est va ser el punt dèbil de l'univers en estat estacionario de Hoyle, ya que, encara que va poder mostrar propietats d'expansió en l'introducció del vector espai-temporal C, no es va propondre cap explicació física.

La solució holográfica utilisa l'enfocament holográfico generalisat, oferint una explicació física que, per lo tant, és inherent dins de les equacions de la relativitat general de tal manera que no es necessiten térmens de correcció. Encara ocorre la renormalización, a on el llímit per a la renormalización és l'unitat de Planck (PSU) que es basa en les constants fonamentals de la naturalea (dins del nostre univers a lo manco).

De manera similar, Huang, qui presenta un model superfluit de l'univers, intenta resoldre el problema de l'ajust fi assumint un camp escalar complex auto-interactuante que sorgix en el big bang. El potencial (definit com el potencial Halpern-Huang) després creix des de zero a mida que l'escala de llongitut s'expandix (és dir, deuria ser asintóticamente lliure) i la constant cosmológica, en térmens d'un tall d'alta energia, disminuïx en l'univers en expansió.

La naturalea de les constants fonamentals i els grans números adimensionales resultants de les seues relacions ha segut un enigma per molt temps, i s'han introduït conceptes com una G variable i la creació contínua de matèria.La relació entre el número de partícules en l'univers i la proporció de Weyl va mostrar que el número de partícules en l'univers deuria aumentar proporcionalment al quadrat de l'edat de l'univers i, per lo tant, la matèria deu ser creada contínuament. La cosmologia en estat estacionario, prèviament sugerida per Hoylei Einstein,va oferir tal concepte, pero en una G constant, a diferència de Dirac i la seua G variable. La solució holográfica resol este problema sugerint que és la densitat de massa-energia la que està canviant i no G, establint que la densitat de massa-energia disminuïx en el tamany creixent de l'univers, per lo que encara que el número de partícules en l'univers està aumentant, en la creació contínua de matèria l'energia/informació es conserva. Això implica que les partícules que ixen de l'univers observable es compensen en la creació de noves partícules a on és solament a través de la creació de matèria que un univers en expansió pot ser consistent en la conservació de massa dins de l'univers observable.

El paradigma cosmológico estàndart ΛCDM postula que l'expansió accelerada de l'univers es deu a una pressió negativa atribuïda a un component denominat energia obscura. A pesar de la seua consistència en les senyes derivades de el CMB (Cosmic Microwave Background, per la seua sigles en anglés), estructures a gran escala i supernovas tipo Ia, este model encara enfronta desafius per a elucidar el problema de la coincidència i l'enigma cosmológico. Corda va propondre en 2009que teories esteses de gravetat, a on el Lagrangiano es veu modificat per mig de l'inclusió de térmens d'alt orde en els invariantes de curvatura o acoplament no mínims en camps escalares, poden donar lloc a escenaris inflacionarios que atenen certes problemàtiques, inclosa la mencionada expansió accelerada. Estes idees són coherents en les perspectives teòriques holográficas més recents, les quals sugerixen que l'acceleració còsmica pot interpretar-se a partir d'un gradient de pressió emergent del potencial de transferència d'informació en horisons cosmológicos.

En síntesis, l'implementació d'un enfocament holográfico generalisat permet abordar la desviació de 122 órdens de magnitut observada entre la densitat d'energia del buit a escala de Planck i la corresponent a escala cosmológica. Este guany no solament proporciona una resolució a un dels problemes més persistents en la física teòrica, sino que, ademés, refrenda la validea d'este tractament geomètric. Els permenors relatius a la creació de matèria i la dinàmica d'expansió còsmica seguixen sent objecte d'estudi. Pero l'enfocament o solució holográfica a la catàstrofe del buit podria tindre ramificacions profundes en camps com astrofísica, cosmogénesis, l'evolució de l'univers i la cosmologia quàntica, instigant aixina futures investigacions i desenrolls teòrics.

Vore també

• Problema de la constant cosmológica
• Problemes no resolts de la física