Energia obscura

Segons estimacions, resumides en este gràfic de la NASA, al voltant del 70 % del contingut energètic de l'univers consistix en energia obscura, la presència de la qual es infiere en el seu efecte sobre l'expansió de l'univers. Pero sobre la seua naturalea encara es coneix poc.

Archiu:Evolucion Universo caps block 1 Timeline300 no caps block 2 .jpg

Evolució espai-temporal de l'univers.

En cosmologia física, la energia obscura és una forma d'energia que estaria present en tot l'espai, produint una pressió que tendix a accelerar la expansió de l'univers. Considerar l'existència de l'energia obscura és la manera més freqüent d'explicar les observacions recents de que l'univers sembla estar en expansió accelerada des de fa uns 6145 millons d'anys. La causa seria que la densitat de la matèria va disminuint conforme l'univers s'expandix, mentres que la densitat d'energia obscura permaneix constant en l'expansió. En el model estàndar de la cosmologia, l'energia obscura aporta pràcticament casi el 69 % de la massa-energia total de l'univers.

Temes relacionats en l'energia obscura són la constant cosmológica, una energia de densitat constant que ompli l'espai en forma homogénea, la teoria quàntica de camps i la quintaesencia, com a camps dinàmics la densitat dels quals d'energia pot variar en el temps i l'espai. De fet, les contribucions dels camps escalares que són constants en l'espai normalment també s'inclouen en la constant cosmológica. Es pensa que la constant cosmológica s'origina en la energia del buit. Els camps escalares que canvien en l'espai són difícils de distinguir d'una constant cosmológica perque els canvis poden ser extremadament llents.

Per a distinguir entre abdós es necessiten medicions molt precises de l'expansió de l'univers, per a vore si la velocitat d'expansió canvia en el temps. La taxa d'expansió està parametrizada per la equació d'estat. La medició de l'equació d'estat de l'energia obscura és un dels majors reptes d'investigació actual de la cosmologia física.

Afegir la constant cosmológica a la Mètrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduïx al modele Lambda-CDM, que es coneix com a «model estàndar» de cosmologia per la seua coincidència precisa en les observacions.

No es deu confondre l'energia obscura en la matèria obscura, ya que, encara que abdós formen la major part de la massa de l'univers, la matèria obscura és una forma de matèria, mentres que l'energia obscura s'associa a un camp que ocupa tot l'espai.

Informació divulgada recentment basada en el treball realisat per la nau espacial Planck sobre la distribució de l'univers, va obtindre una estimació més precisa d'esta en 68.3 % d'energia obscura, un 26.8 % de matèria obscura i un 4.9 % de matèria ordinària.

Història

La constant cosmológica va ser proposta per primera volta per Albert Einstein com un mig per a obtindre una solució estable de l'equació del camp d'Einstein que duria a un univers estàtic, utilisant-la per a compensar la gravetat. El mecanisme no solament va ser un eixemple poc elegant de «ajuste fi», puix pronte es va demostrar que l'univers estàtic d'Einstein seria inestable perque les heterogeneïtat locals finalment conduirien a l'expansió sense control o a la contracció de l'univers. L'equilibri és inestable: si l'univers s'expandix llaugerament, llavors l'expansió llibera l'energia del buit, que causa encara més expansió. De la mateixa manera, un univers que es contrau llaugerament es continuarà contraent.

Estos tipos de destorbament són inevitables, per la distribució irregular de matèria en l'univers. Les observacions realisades per Edwin Hubble varen demostrar que l'univers està expandint-se i que no és estàtic en absolut. Einstein es va referir al seu fallo per a predir un univers dinàmic, en contrast a un univers estàtic, com «el seu gran error». Despuix d'esta declaració, la constant cosmológica va ser ignorada durant molt temps com una curiositat històrica.

Alan Guth va propondre en els anys 1970 que un camp de pressió negativa, similar en concepte a l'energia obscura, podria conduir a la inflació còsmica en l'univers preprimigenio. L'inflació postula que algunes forces repulsivas, cualitativamente similars a l'energia obscura, donen com resultat una enorme i exponencial expansió de l'univers poc despuix del Big Bang. Tal expansió és una característica essencial de molts models actuals del Big Bang. No obstant, l'inflació té que haver ocorregut a una energia molt més alta que l'energia obscura que observem hui i es pensa que va terminar completament quan l'univers solament tenia una fracció de segon. No està clar quina relació (si hi ha alguna), existix entre l'energia obscura i l'inflació. Inclús en acabant de que els models inflacionarios hagen segut acceptats, la constant cosmológica es pensa que és irrellevant en l'univers actual.

El terme «energia obscura» va ser falcat per Michael Turner en 1998. En eixe temps, el problema de la massa perduda de la nucleosíntesis primordial i la estructura de l'univers a gran escala va ser establida i alguns cosmólogos havien escomençat a teorizar que hi havia un component adicional en el nostre univers. La primera prova directa de l'energia obscura va provindre de les observacions de l'acceleració de la velocitat d'expansió de l'univers per mig de l'estudi de supernovas tipo Ia per Adam Riess et al. i confirmada despuix en Saul Perlmutter et al. Açò va donar com resultat el modele Lambda-CDM, que fins a 2006 era consistent en una série d'observacions cosmológicas rigorosament creixents, les últimes de 2005 de la Supernova Legacy Survey (SNLS). Els primers resultats de la SNLS varen revelar que el comportament mig de l'energia obscura es comporta com la constant cosmológica d'Einstein en una precisió del 10 %. Els resultats del Hubble Space Telescope Higher-Z Team indiquen que l'energia obscura ha estat present durant a lo manco 9000 millons d'anys i durant el periodo precedent a l'acceleració còsmica.

Descobriment de l'energia obscura

En el model cosmológico estàndart, l'energia obscura constituïx aproximadament el 68% de la densitat d'energia total de l'univers. La matèria obscura constituïx al voltant del 27%, i el restant està compost per matèria bariónica (com a àtoms) i radiació.

En 1998 les observacions de supernovas de tipo 1a molt lluntanes, realisades per part del Supernova Cosmology Project en el Laboratori Nacional Lawrence Berkeley i el High-z Supernova Search Team, varen sugerir que l'expansió de l'Univers s'estava accelerant. Des de llavors, esta acceleració s'ha confirmat per vàries fonts independents: mides de la radiació de fondo de microones, les lents gravitacionals, nucleosíntesis primigènia d'elements llaugers i la estructura a gran escala de l'univers, aixina com una millora en les mides de les supernovas han segut consistents en el modele Lambda-CDM.

Les supernovas de tipo 1a proporcionen la principal prova directa de l'existència de l'energia obscura. Segons la llei de Hubble, totes les galàxies lluntanes s'allunten aparentment de la Via Làctea, mostrant un desplaçament al roig en l'espectre lluminós pel efecte Doppler. La medició del factor d'escala en el moment que la llum va ser emesa des d'un objecte és obtinguda fàcilment medint el corriment al roig de l'objecte en recessió. Este desplaçament indica l'edat d'un objecte lluntà de forma proporcional, pero no absoluta. Per eixemple, estudiant l'espectre d'un cuásar es pot saber si es va formar quan l'univers tenia un 20 % o un 30 % de l'edat actual, pero no es pot saber l'edat absoluta de l'univers. Per a això és necessari medir en precisió l'expansió cosmológica. El valor que representa esta expansió en l'actualitat es denomina constant de Hubble. Per a calcular esta constant s'utilisen en cosmologia les caneles estàndar, que són determinats objectes astronòmics en la mateixa magnitut absoluta, que és coneguda, de tal manera que és possible relacionar la lluentor observada, o magnitut aparent, en la distància. Sense les caneles estàndar, és impossible medir la relació corriment al roig-distància de la llei de Hubble. Les supernovas tipo 1a sò una d'eixes caneles estàndar, per la seua gran magnitut absoluta, lo que possibilita que es puguen observar inclús en les galàxies més lluntanes. En 1998 vàries observacions d'estes supernovas en galàxies molt lluntanes (i, per lo tant, jóvens) varen demostrar que la constant de Hubble no és tal, sino que el seu valor varia en el temps. Fins a eixe moment es pensava que l'expansió de l'univers s'estava frenant per la força gravitatoria; no obstant, es va descobrir que s'havia estat accelerant durant a lo manco els últims sis mil millons d'anys, per lo que devia existir algun tipo de força que accelerara l'univers.

La consistència en magnitut absoluta per a supernovas tipo 1as veu favorida pel model d'una estrela nana blanca vella que guanya massa d'una estrela companyera i creix fins a alcançar el llímit de Chandrasekhar definit de manera precisa. En esta massa, la nana blanca és inestable davant fugues termonuclears i explota com una supernova tipo 1a en una lluentor característica. La lluentor observada de la supernova es pinta front al seu corriment al roig i açò s'utilisa per a medir l'història de l'expansió de l'univers. Estes observacions indiquen que l'expansió de l'univers no s'està desaccelerant, com seria d'esperar per a un univers dominat per matèria, sino més be accelerant-se. Estes observacions s'expliquen suponent que existix un nou tipo d'energia en pressió negativa.

L'existència de l'energia obscura, de qualsevol forma, és necessària per a reconciliar la geometria medida de l'espai en la suma total de matèria en l'univers. Les mides de la radiació de fondo de microones més recents, realisades pel satèlit WMAP, indiquen que l'univers està molt prop de ser pla. Per a que la forma de l'univers siga plana, la densitat de massa/energia de l'univers té que ser igual a una certa densitat crítica. Posteriors observacions de la radiació de fondo de microones i de la proporció d'elements formats en el Big Bang (Gran explosió) han posat un llímit a la cantitat de matèria bariónica i matèria obscura que pot existir en l'univers, que conta solament el 30 % de la densitat crítica. Açò implica l'existència d'una forma d'energia adicional que conta el 70 % de la massa energia restant. Estos estudis indiquen que el 73 % de la massa de l'Univers està format per l'energia obscura, un 23 % és matèria obscura (matèria obscura freda i matèria obscura calenta) i un 4 % matèria bariónica. La teoria de l'estructura a gran escala de l'univers, que determina la formació d'estructures en l'univers (estrelas, quasars, galàxias i agrupacions galàctiques), també sugerix que la densitat de matèria en l'univers és solament el 30 % de la densitat crítica.