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Energía oscura

En la cosmología física y la astronomía , la energía oscura es una forma propuesta de energía que afecta al universo en las escalas más grandes. Su efecto principal es impulsar la expansión acelerada del universo . Suponiendo que el modelo lambda-CDM de cosmología es correcto, [1] la energía oscura domina el universo, contribuyendo con el 68% de la energía total en el universo observable actual , mientras que la materia oscura y la materia ordinaria (bariónica) contribuyen con el 26% y el 5%, respectivamente, y otros componentes como los neutrinos y los fotones son casi insignificantes. [2] [3] [4] [5] La densidad de la energía oscura es muy baja:7 × 10 −30  g/ cm3 (6 × 10 −10  J/m 3 en masa-energía ), mucho menor que la densidad de la materia ordinaria o la materia oscura dentro de las galaxias. Sin embargo, domina el contenido de masa-energía del universo porque es uniforme en el espacio. [6] [7] [8]

La primera evidencia observacional de la existencia de la energía oscura provino de las mediciones de supernovas . Las supernovas de tipo Ia tienen luminosidad constante, lo que significa que pueden usarse como medidas de distancia precisas. Comparar esta distancia con el corrimiento al rojo (que mide la velocidad a la que se aleja la supernova) muestra que la expansión del universo se está acelerando . [9] [10] Antes de esta observación, los científicos pensaban que la atracción gravitatoria de la materia y la energía en el universo haría que la expansión del universo se desacelerara con el tiempo. Desde el descubrimiento de la expansión acelerada, se han descubierto varias líneas de evidencia independientes que respaldan la existencia de la energía oscura.

La naturaleza exacta de la energía oscura sigue siendo un misterio y abundan las posibles explicaciones. Las principales candidatas son una constante cosmológica [11] [12] (que representa una densidad de energía constante que llena el espacio de manera homogénea) y campos escalares (cantidades dinámicas que tienen densidades de energía que varían en el tiempo y el espacio) como la quintaesencia o los módulos . Una constante cosmológica permanecería constante a lo largo del tiempo y el espacio, mientras que los campos escalares pueden variar. Sin embargo, otras posibilidades son la interacción de la energía oscura, un efecto observacional y el acoplamiento cosmológico (véase la sección Energía oscura § Teorías de la energía oscura ).

Historia del descubrimiento y especulaciones previas

La constante cosmológica de Einstein

La " constante cosmológica " es un término constante que se puede añadir a las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general . Si se considera como un "término fuente" en la ecuación de campo, se puede considerar equivalente a la masa del espacio vacío (que conceptualmente podría ser positiva o negativa) o " energía del vacío ".

La constante cosmológica fue propuesta por primera vez por Einstein como un mecanismo para obtener una solución a la ecuación del campo gravitacional que llevaría a un universo estático, utilizando efectivamente la energía oscura para equilibrar la gravedad. [13] Einstein le dio a la constante cosmológica el símbolo Λ (lambda mayúscula). Einstein afirmó que la constante cosmológica requería que "el espacio vacío asuma el papel de masas gravitacionales negativas que se distribuyen por todo el espacio interestelar". [14] [15]

El mecanismo era un ejemplo de ajuste fino , y más tarde se comprendió que el universo estático de Einstein no sería estable: las inhomogeneidades locales conducirían en última instancia a la expansión o contracción descontrolada del universo. El equilibrio es inestable: si el universo se expande ligeramente, entonces la expansión libera energía del vacío, lo que provoca aún más expansión. Del mismo modo, un universo que se contrae ligeramente seguirá contrayéndose. Según Einstein, el "espacio vacío" puede poseer su propia energía. Debido a que esta energía es una propiedad del espacio mismo, no se diluiría a medida que el espacio se expande. A medida que surge más espacio, aparecería más de esta energía del espacio, lo que provocaría una expansión acelerada. [16] Este tipo de perturbaciones son inevitables, debido a la distribución desigual de la materia en todo el universo. Además, las observaciones realizadas por Edwin Hubble en 1929 mostraron que el universo parece estar expandiéndose y no es estático. Según se informa, Einstein se refirió a su fracaso en predecir la idea de un universo dinámico, en contraste con un universo estático, como su mayor error. [17]

Energía oscura inflacionaria

En 1980, Alan Guth y Alexei Starobinsky propusieron que un campo de presión negativa, similar en concepto a la energía oscura, podría impulsar la inflación cósmica en el universo primitivo. La inflación postula que alguna fuerza repulsiva, cualitativamente similar a la energía oscura, resultó en una expansión enorme y exponencial del universo poco después del Big Bang . Dicha expansión es una característica esencial de la mayoría de los modelos actuales del Big Bang. Sin embargo, la inflación debe haber ocurrido a una densidad de energía mucho mayor (negativa) que la energía oscura que observamos hoy, y se cree que la inflación terminó por completo cuando el universo tenía solo una fracción de segundo de vida. No está claro qué relación, si es que existe alguna, existe entre la energía oscura y la inflación. Incluso después de que se aceptaran los modelos inflacionarios, se pensaba que la constante cosmológica era irrelevante para el universo actual.

Casi todos los modelos de inflación predicen que la densidad total (materia+energía) del universo debería estar muy cerca de la densidad crítica . Durante la década de 1980, la mayor parte de la investigación cosmológica se centró en modelos con densidad crítica solo en materia, generalmente 95% de materia oscura fría (CDM) y 5% de materia ordinaria (bariones). Se descubrió que estos modelos eran exitosos en la formación de galaxias y cúmulos realistas, pero aparecieron algunos problemas a fines de la década de 1980: en particular, el modelo requería un valor para la constante de Hubble menor que el preferido por las observaciones, y el modelo subestimaba las observaciones de agrupamiento de galaxias a gran escala. Estas dificultades se volvieron más fuertes después del descubrimiento de la anisotropía en el fondo cósmico de microondas por la nave espacial COBE en 1992, y varios modelos CDM modificados fueron objeto de estudio activo hasta mediados de la década de 1990: estos incluyeron el modelo Lambda-CDM y un modelo mixto de materia oscura fría/caliente. La primera evidencia directa de la energía oscura provino de las observaciones de supernovas en 1998 de expansión acelerada en Riess et al. [18] y en Perlmutter et al. [19] y el modelo Lambda-CDM se convirtió entonces en el modelo líder. Poco después, la energía oscura fue apoyada por observaciones independientes: en 2000, los experimentos de fondo cósmico de microondas BOOMERanG y Maxima observaron el primer pico acústico en el fondo cósmico de microondas, mostrando que la densidad total (materia + energía) está cerca del 100% de la densidad crítica. Luego, en 2001, el 2dF Galaxy Redshift Survey proporcionó evidencia sólida de que la densidad de materia está alrededor del 30% de la crítica. La gran diferencia entre estos dos apoya un componente suave de energía oscura que compensa la diferencia. Mediciones mucho más precisas de WMAP en 2003-2010 han seguido apoyando el modelo estándar y dando mediciones más precisas de los parámetros clave.

El término "energía oscura", que recuerda al término "materia oscura" de Fritz Zwicky de la década de 1930, fue acuñado por Michael S. Turner en 1998. [20]

Cambio en la expansión a lo largo del tiempo

Diagrama que representa la expansión acelerada del universo debido a la energía oscura.

Se requieren mediciones de alta precisión de la expansión del universo para comprender cómo cambia la tasa de expansión a lo largo del tiempo y el espacio. En la relatividad general, la evolución de la tasa de expansión se estima a partir de la curvatura del universo y la ecuación de estado cosmológica (la relación entre la temperatura, la presión y la densidad combinada de materia, energía y energía del vacío para cualquier región del espacio). Medir la ecuación de estado para la energía oscura es uno de los mayores esfuerzos de la cosmología observacional actual. Agregar la constante cosmológica a la métrica FLRW estándar de la cosmología conduce al modelo Lambda-CDM, que se ha denominado el " modelo estándar de la cosmología " debido a su coincidencia precisa con las observaciones.

A partir de 2013, el modelo Lambda-CDM es coherente con una serie de observaciones cosmológicas cada vez más rigurosas, incluidas las de la sonda espacial Planck y el Supernova Legacy Survey. Los primeros resultados del SNLS revelan que el comportamiento promedio (es decir, la ecuación de estado) de la energía oscura se comporta como la constante cosmológica de Einstein con una precisión del 10%. [21] Los resultados recientes del equipo Higher-Z del telescopio espacial Hubble indican que la energía oscura ha estado presente durante al menos 9 mil millones de años y durante el período anterior a la aceleración cósmica. [ cita requerida ]

Naturaleza

La naturaleza de la energía oscura es más hipotética que la de la materia oscura, y muchas cosas sobre ella permanecen en el ámbito de la especulación. [22] Se cree que la energía oscura es muy homogénea y no densa , y no se sabe que interactúe a través de ninguna de las fuerzas fundamentales distintas de la gravedad . Dado que es enrarecida y no masiva (aproximadamente 10 −27  kg/m 3 ), es poco probable que sea detectable en experimentos de laboratorio. La razón por la que la energía oscura puede tener un efecto tan profundo en el universo, constituyendo el 68% de la densidad universal a pesar de ser tan diluida, es que se cree que llena uniformemente el espacio que de otro modo estaría vacío.

La energía del vacío , es decir, los pares de partículas-antipartículas generados y mutuamente aniquilados dentro de un marco temporal de acuerdo con el principio de incertidumbre de Heisenberg en la formulación de energía-tiempo, se ha invocado a menudo como la principal contribución a la energía oscura. [23] La equivalencia masa-energía postulada por la relatividad general implica que la energía del vacío debería ejercer una fuerza gravitacional . Por lo tanto, se espera que la energía del vacío contribuya a la constante cosmológica , que a su vez incide en la expansión acelerada del universo . Sin embargo, el problema de la constante cosmológica afirma que existe un enorme desacuerdo entre los valores observados de la densidad de energía del vacío y el gran valor teórico de la energía del punto cero obtenido por la teoría cuántica de campos ; el problema sigue sin resolverse.

Independientemente de su naturaleza real, la energía oscura necesitaría tener una fuerte presión negativa para explicar la aceleración observada de la expansión del universo . Según la relatividad general, la presión dentro de una sustancia contribuye a su atracción gravitatoria por otros objetos al igual que lo hace su densidad de masa. Esto sucede porque la cantidad física que hace que la materia genere efectos gravitacionales es el tensor de tensión-energía , que contiene tanto la densidad de energía (o materia) de una sustancia como su presión. En la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , se puede demostrar que una fuerte presión negativa constante ( es decir, tensión) en todo el universo causa una aceleración en la expansión si el universo ya se está expandiendo, o una desaceleración en la contracción si el universo ya se está contrayendo. Este efecto de expansión acelerada a veces se etiqueta como "repulsión gravitacional".

Definición técnica

En la cosmología estándar, hay tres componentes del universo: materia, radiación y energía oscura. Esta materia es cualquier cosa cuya densidad de energía escala con el cubo inverso del factor de escala, es decir, ρ  ∝  a −3 , mientras que la radiación es cualquier cosa cuya densidad de energía escala a la cuarta potencia inversa del factor de escala ( ρ  ∝  a −4 ). Esto se puede entender intuitivamente: para una partícula ordinaria en una caja con forma de cubo, duplicar la longitud de un borde de la caja disminuye la densidad (y, por lo tanto, la densidad de energía) en un factor de ocho (2 3 ). Para la radiación, la disminución de la densidad de energía es mayor, porque un aumento en la distancia espacial también causa un corrimiento al rojo. [24]

El componente final es la energía oscura: es una propiedad intrínseca del espacio y tiene una densidad energética constante, independientemente de las dimensiones del volumen considerado ( ρ  ∝  a 0 ). Por lo tanto, a diferencia de la materia ordinaria, no se diluye con la expansión del espacio.

Evidencia de existencia

La evidencia de la energía oscura es indirecta, pero proviene de tres fuentes independientes:

Supernovas

Una supernova de tipo Ia (punto brillante en la parte inferior izquierda) cerca de NGC 4526

En 1998, el High-Z Supernova Search Team [18] publicó observaciones de supernovas de tipo Ia ("one-A") . En 1999, el Supernova Cosmology Project [19] siguió sugiriendo que la expansión del universo se está acelerando . [26] El Premio Nobel de Física de 2011 fue otorgado a Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt y Adam G. Riess por su liderazgo en el descubrimiento. [27] [28]

Desde entonces, estas observaciones han sido corroboradas por varias fuentes independientes. Las mediciones del fondo cósmico de microondas , el efecto de lente gravitacional y la estructura a gran escala del cosmos , así como las mediciones mejoradas de las supernovas, han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM . [29] Algunas personas sostienen que las únicas indicaciones de la existencia de energía oscura son las observaciones de mediciones de distancia y sus desplazamientos al rojo asociados. Las anisotropías del fondo cósmico de microondas y las oscilaciones acústicas bariónicas sirven solo para demostrar que las distancias a un desplazamiento al rojo dado son mayores que las que se esperarían de un universo de Friedmann-Lemaître "polvoriento" y la constante de Hubble medida localmente. [30]

Las supernovas son útiles para la cosmología porque son excelentes candelas estándar a lo largo de distancias cosmológicas. Permiten a los investigadores medir la historia de expansión del universo observando la relación entre la distancia a un objeto y su corrimiento al rojo , que indica la velocidad a la que se aleja de nosotros. La relación es aproximadamente lineal, según la ley de Hubble . Es relativamente fácil medir el corrimiento al rojo, pero encontrar la distancia a un objeto es más difícil. Por lo general, los astrónomos utilizan candelas estándar: objetos para los que se conoce el brillo intrínseco, o magnitud absoluta . Esto permite medir la distancia del objeto a partir de su brillo observado real, o magnitud aparente . Las supernovas de tipo Ia son las candelas estándar más conocidas a lo largo de distancias cosmológicas debido a su luminosidad extrema y constante .

Observaciones recientes de supernovas son consistentes con un universo compuesto en un 71,3% de energía oscura y en un 27,4% de una combinación de materia oscura y materia bariónica . [31]

Estructura a gran escala

La teoría de la estructura a gran escala , que rige la formación de estructuras en el universo ( estrellas , cuásares , galaxias y grupos y cúmulos de galaxias ), también sugiere que la densidad de materia en el universo es sólo el 30% de la densidad crítica.

Un estudio de 2011, el WiggleZ, que abarcó más de 200.000 galaxias, proporcionó más pruebas de la existencia de la energía oscura, aunque la física exacta que la sustenta sigue siendo desconocida. [32] [33] El estudio WiggleZ del Observatorio Astronómico Australiano escaneó las galaxias para determinar su corrimiento al rojo. Luego, al explotar el hecho de que las oscilaciones acústicas bariónicas han dejado vacíos regularmente de ≈150 Mpc de diámetro, rodeados por las galaxias, los vacíos se utilizaron como reglas estándar para estimar distancias a las galaxias de hasta 2.000 Mpc (corrimiento al rojo de 0,6), lo que permitió una estimación precisa de las velocidades de las galaxias a partir de su corrimiento al rojo y la distancia. Los datos confirmaron la aceleración cósmica hasta la mitad de la edad del universo (7 mil millones de años) y restringen su inhomogeneidad a 1 parte en 10. [33] Esto proporciona una confirmación de la aceleración cósmica independiente de las supernovas.

Fondo cósmico de microondas

División estimada de la energía total del universo en materia, materia oscura y energía oscura basada en cinco años de datos WMAP. [34]

La existencia de energía oscura, en cualquier forma, es necesaria para conciliar la geometría medida del espacio con la cantidad total de materia en el universo. Las mediciones de anisotropías del fondo cósmico de microondas indican que el universo es casi plano . Para que la forma del universo sea plana, la densidad de masa-energía del universo debe ser igual a la densidad crítica . La cantidad total de materia en el universo (incluidos los bariones y la materia oscura ), medida a partir del espectro del fondo cósmico de microondas, representa solo alrededor del 30% de la densidad crítica. Esto implica la existencia de una forma adicional de energía para explicar el 70% restante. [29] El análisis de siete años de la sonda espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) estimó un universo compuesto de 72,8% de energía oscura, 22,7% de materia oscura y 4,5% de materia ordinaria. [4] El trabajo realizado en 2013 basado en las observaciones de la nave espacial Planck del fondo cósmico de microondas dio una estimación más precisa del 68,3% de energía oscura, el 26,8% de materia oscura y el 4,9% de materia ordinaria. [35]

Efecto Sachs-Wolfe integrado en tiempo tardío

La expansión cósmica acelerada hace que los pozos de potencial gravitatorio y las colinas se aplanen a medida que los fotones pasan a través de ellos, lo que produce puntos fríos y puntos calientes en el fondo cósmico de microondas alineados con grandes supervacíos y supercúmulos. Este llamado efecto Sachs-Wolfe integrado (ISW) de tiempo tardío es una señal directa de energía oscura en un universo plano. [36] Ho et al. [37] y Giannantonio et al. [38] informaron que tenía una alta significación en 2008.

Datos observacionales de la constante de Hubble

Un nuevo enfoque para probar la evidencia de energía oscura a través de datos observacionales de la constante de Hubble (OHD), también conocidos como cronómetros cósmicos, ha ganado una atención significativa en los últimos años. [39] [40] [41] [42]

La constante de Hubble, H ( z ), se mide como una función del corrimiento al rojo cosmológico . OHD rastrea directamente la historia de expansión del universo al tomar galaxias de tipo temprano que evolucionan pasivamente como "cronómetros cósmicos". [43] A partir de este punto, este enfoque proporciona relojes estándar en el universo. El núcleo de esta idea es la medición de la evolución diferencial de la edad como una función del corrimiento al rojo de estos cronómetros cósmicos. Por lo tanto, proporciona una estimación directa del parámetro de Hubble.

La dependencia de una cantidad diferencial ,Δz​/Δt​⁠ , aporta más información y es atractivo para la computación: puede minimizar muchos problemas comunes y efectos sistemáticos. Los análisis de supernovas y oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) se basan en integrales del parámetro de Hubble, mientras que ⁠Δz​/Δt​⁠ La mide directamente. Por estas razones, este método se ha utilizado ampliamente para examinar la expansión cósmica acelerada y estudiar las propiedades de la energía oscura. [ cita requerida ]

Teorías de la energía oscura

La condición de la energía oscura como una fuerza hipotética con propiedades desconocidas la convierte en un objetivo activo de investigación. El problema se aborda desde diversos ángulos, como la modificación de la teoría de la gravedad vigente (relatividad general), el intento de precisar las propiedades de la energía oscura y la búsqueda de formas alternativas de explicar los datos observacionales.

La ecuación de estado de la Energía Oscura para 4 modelos comunes por Redshift. [44]
A: Modelo CPL,
B: Modelo Jassal,
C: Modelo Barboza & Alcaniz,
D: Modelo Wetterich

Constante cosmológica

Distribución estimada de materia y energía en el universo [45]

La explicación más sencilla de la energía oscura es que se trata de una energía intrínseca y fundamental del espacio. Se trata de la constante cosmológica, normalmente representada por la letra griega Λ (Lambda, de ahí el nombre de modelo Lambda-CDM ). Puesto que la energía y la masa están relacionadas según la ecuación E = mc2 , la teoría de la relatividad general de Einstein predice que esta energía tendrá un efecto gravitatorio. A veces se la llama energía del vacío porque es la densidad energética del espacio vacío, del vacío .

Un problema importante pendiente es que las mismas teorías cuánticas de campos predicen una enorme constante cosmológica , unos 120  órdenes de magnitud más grande que la anterior. Esta debería ser casi, pero no exactamente, cancelada por un término igualmente grande de signo opuesto. [12]

Algunas teorías supersimétricas requieren una constante cosmológica que sea exactamente cero. [46] Además, se desconoce si existe un estado de vacío metaestable en la teoría de cuerdas con una constante cosmológica positiva, [47] y Ulf Danielsson et al. han conjeturado que no existe tal estado. [48] Esta conjetura no descartaría otros modelos de energía oscura, como la quintaesencia, que podrían ser compatibles con la teoría de cuerdas. [47]

Quintaesencia

En los modelos de quintaesencia de la energía oscura, la aceleración observada del factor de escala es causada por la energía potencial de un campo dinámico , conocido como campo de quintaesencia. La quintaesencia se diferencia de la constante cosmológica en que puede variar en el espacio y el tiempo. Para que no se aglomere y forme una estructura como la materia, el campo debe ser muy ligero para que tenga una gran longitud de onda Compton . En los escenarios más simples, el campo de quintaesencia tiene un término cinético canónico, está mínimamente acoplado a la gravedad y no presenta operaciones de orden superior en su lagrangiano.

Aún no hay evidencia disponible de la quintaesencia, ni se ha descartado. Generalmente predice una aceleración ligeramente más lenta de la expansión del universo que la constante cosmológica. Algunos científicos piensan que la mejor evidencia de la quintaesencia vendría de las violaciones del principio de equivalencia de Einstein y la variación de las constantes fundamentales en el espacio o el tiempo. [49] Los campos escalares son predichos por el Modelo Estándar de física de partículas y la teoría de cuerdas , pero ocurre un problema análogo al problema de la constante cosmológica (o el problema de construir modelos de inflación cosmológica ): la teoría de la renormalización predice que los campos escalares deberían adquirir grandes masas.

El problema de la coincidencia plantea la pregunta de por qué la aceleración del Universo comenzó cuando lo hizo. Si la aceleración comenzó antes en el Universo, estructuras como las galaxias nunca habrían tenido tiempo de formarse, y la vida, al menos tal como la conocemos, nunca habría tenido la oportunidad de existir. Los defensores del principio antrópico ven esto como un respaldo a sus argumentos. Sin embargo, muchos modelos de quintaesencia tienen un comportamiento denominado "rastreador", que resuelve este problema. En estos modelos, el campo de quintaesencia tiene una densidad que sigue de cerca (pero es menor que) la densidad de radiación hasta la igualdad materia-radiación , lo que hace que la quintaesencia comience a comportarse como energía oscura, dominando finalmente el Universo. Esto establece naturalmente la escala de baja energía de la energía oscura. [50] [51]

En 2004, cuando los científicos ajustaron la evolución de la energía oscura a los datos cosmológicos, descubrieron que la ecuación de estado posiblemente había cruzado el límite de la constante cosmológica (w = −1) de arriba hacia abajo. Se ha demostrado un teorema de no-go que establece que este escenario requiere modelos con al menos dos tipos de quintaesencia. Este escenario es el llamado escenario de Quintom . [52]

Algunos casos especiales de quintaesencia son la energía fantasma , en la que la densidad de energía de la quintaesencia en realidad aumenta con el tiempo, y la k-esencia (abreviatura de quintaesencia cinética), que tiene una forma no estándar de energía cinética , como una energía cinética negativa . [53] Pueden tener propiedades inusuales: la energía fantasma , por ejemplo, puede causar un Big Rip .

Un grupo de investigadores argumentó en 2021 que las observaciones de la tensión de Hubble pueden implicar que solo los modelos de quintaesencia con una constante de acoplamiento distinta de cero son viables. [54]

Energía oscura interactuando

Esta clase de teorías intenta elaborar una teoría que abarque tanto la materia oscura como la energía oscura como un único fenómeno que modifica las leyes de la gravedad a varias escalas. Esto podría, por ejemplo, tratar la energía oscura y la materia oscura como facetas diferentes de la misma sustancia desconocida, [55] o postular que la materia oscura fría se desintegra en energía oscura. [56] Otra clase de teorías que unifica la materia oscura y la energía oscura son las teorías covariantes de gravedades modificadas. Estas teorías alteran la dinámica del espacio-tiempo de tal manera que la dinámica modificada se deriva de lo que se ha asignado a la presencia de energía oscura y materia oscura. [57] La ​​energía oscura podría, en principio, interactuar no solo con el resto del sector oscuro, sino también con la materia ordinaria. Sin embargo, la cosmología por sí sola no es suficiente para limitar eficazmente la fuerza del acoplamiento entre la energía oscura y los bariones, por lo que deben adoptarse otras técnicas indirectas o búsquedas de laboratorio. [58] A principios de la década de 2020 se teorizó brevemente que el exceso observado en el detector XENON1T en Italia podría haber sido causado por un modelo camaleónico de energía oscura, pero experimentos posteriores refutaron esta posibilidad. [59] [60]

Modelos de energía oscura variables

La densidad de energía oscura podría haber variado en el tiempo durante la historia del universo. Los datos observacionales modernos nos permiten estimar la densidad actual de energía oscura. Usando oscilaciones acústicas bariónicas , es posible investigar el efecto de la energía oscura en la historia del universo y restringir los parámetros de la ecuación de estado de la energía oscura. Para tal fin, se han propuesto varios modelos. Uno de los modelos más populares es el modelo Chevallier-Polarski-Linder (CPL). [61] [62] Algunos otros modelos comunes son (Barboza & Alcaniz. 2008), [63] (Jassal et al. 2005), [64] (Wetterich. 2004), [65] y (Oztas et al. 2018). [66] [67]

Posible disminución de niveles

Los investigadores que utilizan el instrumento espectroscópico de energía oscura (DESI) para crear el mapa tridimensional más grande del universo hasta el año 2024 [68] han obtenido un historial de expansión con una precisión superior al 1 %. A partir de este nivel de detalle, el director del DESI, Michael Levi, afirmó:

También estamos observando algunas diferencias potencialmente interesantes que podrían indicar que la energía oscura está evolucionando con el tiempo. Estas pueden desaparecer o no con más datos, por lo que estamos entusiasmados por comenzar a analizar nuestro conjunto de datos de tres años pronto. [69]

Escepticismo observacional

Algunas alternativas a la energía oscura, como la cosmología no homogénea , pretenden explicar los datos observacionales mediante un uso más refinado de las teorías establecidas. En este escenario, la energía oscura en realidad no existe y es simplemente un artefacto de medición. Por ejemplo, si estamos ubicados en una región del espacio más vacía que el promedio, la tasa de expansión cósmica observada podría confundirse con una variación en el tiempo o aceleración. [70] [71] [72] [73] Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio podría parecer expandirse más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro cúmulo local. Si bien son débiles, estos efectos considerados acumulativamente durante miles de millones de años podrían volverse significativos, creando la ilusión de aceleración cósmica y haciendo que parezca que vivimos en una burbuja de Hubble . [74] [75] [76] Sin embargo, otras posibilidades son que la expansión acelerada del universo sea una ilusión causada por el movimiento relativo de nosotros con respecto al resto del universo, [77] [78] o que los métodos estadísticos empleados fueran defectuosos. [79] [80] Un intento de detección directa en laboratorio no logró detectar ninguna fuerza asociada con la energía oscura. [81]

Las explicaciones de la energía oscura basadas en el escepticismo observacional no han tenido mucho éxito entre los cosmólogos. Por ejemplo, un artículo que sugería que la anisotropía del universo local había sido malinterpretada como energía oscura [82] fue rápidamente refutado por otro artículo que afirmaba que el artículo original contenía errores. [83] Otro estudio que cuestionaba la suposición esencial de que la luminosidad de las supernovas de tipo Ia no varía con la edad de la población estelar [84] [85] también fue rápidamente refutado por otros cosmólogos. [86]

Como efecto relativista general debido a los agujeros negros

Esta teoría fue formulada por investigadores de la Universidad de Hawái en Mānoa en febrero de 2023. La idea es que si se requiere que la métrica de Kerr (que describe los agujeros negros en rotación) se asintóticamente con la métrica de Friedmann-Robertson-Walker (que describe el universo isótropo y homogéneo que es el supuesto básico de la cosmología moderna), entonces se encuentra que los agujeros negros ganan masa a medida que el universo se expande. La tasa se mide como ∝ a 3 , donde a es el factor de escala . Esta tasa particular significa que la densidad de energía de los agujeros negros permanece constante a lo largo del tiempo, imitando la energía oscura (ver Dark_energy#Technical_definition). La teoría se llama "acoplamiento cosmológico" porque los agujeros negros se acoplan a un requisito cosmológico. [87] Otros astrofísicos son escépticos, [88] con una variedad de artículos que afirman que la teoría no explica otras observaciones. [89] [90]

Otro mecanismo que impulsa la aceleración

Gravedad modificada

La evidencia de la energía oscura depende en gran medida de la teoría de la relatividad general. Por lo tanto, es concebible que una modificación de la relatividad general también elimine la necesidad de la energía oscura. Hay muchas teorías de este tipo y la investigación está en curso. [91] [92] La medición de la velocidad de la gravedad en la primera onda gravitacional medida por medios no gravitacionales ( GW170817 ) descartó muchas teorías de gravedad modificadas como explicaciones de la energía oscura. [93] [94] [95]

El astrofísico Ethan Siegel afirma que, si bien estas alternativas obtienen cobertura de la prensa convencional, casi todos los astrofísicos profesionales confían en que la energía oscura existe y que ninguna de las teorías en competencia explica con éxito las observaciones con el mismo nivel de precisión que la energía oscura estándar. [96]

No linealidades de las ecuaciones de la relatividad general

El modelo GRSI explica la expansión acelerada del universo como una supresión de la gravedad a medida que aumenta la distancia. [97] Tal supresión es una consecuencia de una mayor energía de enlace dentro de una galaxia debido a la autointeracción del campo de la Relatividad General. El aumento de la unión requiere, por conservación de energía , una supresión de la atracción gravitatoria fuera de dicha galaxia. La supresión se produce en lugar de la energía oscura. Esto es análogo a la fenomenología central de la Fuerza Nuclear Fuerte , donde la autointeracción del campo de los gluones refuerza drásticamente la unión de los quarks, lo que en última instancia conduce a su confinamiento . Esto a su vez suprime la Fuerza Nuclear Fuerte fuera de los hadrones .

Implicaciones para el destino del universo

Los cosmólogos estiman que la aceleración comenzó hace aproximadamente 5 mil millones de años. [98] [a] Antes de eso, se cree que la expansión se estaba desacelerando, debido a la influencia atractiva de la materia. La densidad de materia oscura en un universo en expansión disminuye más rápidamente que la energía oscura, y finalmente la energía oscura domina. En concreto, cuando el volumen del universo se duplica, la densidad de materia oscura se reduce a la mitad, pero la densidad de energía oscura casi no cambia (es exactamente constante en el caso de una constante cosmológica).

Las proyecciones hacia el futuro pueden diferir radicalmente para los distintos modelos de energía oscura. Para una constante cosmológica, o cualquier otro modelo que prediga que la aceleración continuará indefinidamente, el resultado final será que las galaxias fuera del Grupo Local tendrán una velocidad en la línea de visión que aumenta continuamente con el tiempo, y eventualmente superará por mucho la velocidad de la luz. [99] Esto no es una violación de la relatividad especial porque la noción de "velocidad" utilizada aquí es diferente de la de velocidad en un marco de referencia inercial local , que todavía está limitada a ser menor que la velocidad de la luz para cualquier objeto masivo (ver Usos de la distancia apropiada para una discusión de las sutilezas de definir cualquier noción de velocidad relativa en cosmología). Debido a que el parámetro de Hubble está disminuyendo con el tiempo, puede haber casos en los que una galaxia que se aleja de nosotros más rápido que la luz logra emitir una señal que finalmente nos llega. [100] [101]

Sin embargo, debido a la expansión acelerada, se proyecta que la mayoría de las galaxias eventualmente cruzarán un tipo de horizonte de eventos cosmológico donde cualquier luz que emitan más allá de ese punto nunca podrá alcanzarnos en ningún momento en el futuro infinito [102] porque la luz nunca alcanza un punto donde su "velocidad peculiar" hacia nosotros exceda la velocidad de expansión alejándose de nosotros (estas dos nociones de velocidad también se discuten en Usos de la distancia adecuada ). Suponiendo que la energía oscura es constante (una constante cosmológica ), la distancia actual a este horizonte de eventos cosmológico es de aproximadamente 16 mil millones de años luz, lo que significa que una señal de un evento que sucede en el presente eventualmente podría alcanzarnos en el futuro si el evento estuviera a menos de 16 mil millones de años luz de distancia, pero la señal nunca nos alcanzaría si el evento estuviera a más de 16 mil millones de años luz de distancia. [101]

A medida que las galaxias se acercan al punto de cruzar este horizonte de eventos cosmológico, la luz que emiten se desplazará cada vez más hacia el rojo , hasta el punto en que la longitud de onda se vuelve demasiado grande para detectarla en la práctica y las galaxias parecen desaparecer por completo [103] [104] ( véase El futuro de un universo en expansión ). El planeta Tierra, la Vía Láctea y el Grupo Local de galaxias del que forma parte la Vía Láctea permanecerían prácticamente inalterados mientras el resto del universo se aleja y desaparece de la vista. En este escenario, el Grupo Local sufriría finalmente muerte térmica , tal como se había hipotetizado para el universo plano dominado por la materia antes de las mediciones de la aceleración cósmica . [ cita requerida ]

Existen otras ideas más especulativas sobre el futuro del universo. El modelo de energía fantasma de la energía oscura da como resultado una expansión divergente , lo que implicaría que la fuerza efectiva de la energía oscura continúa creciendo hasta dominar todas las demás fuerzas en el universo. Bajo este escenario, la energía oscura finalmente destrozaría todas las estructuras gravitatoriamente ligadas, incluidas las galaxias y los sistemas solares, y eventualmente superaría las fuerzas eléctricas y nucleares para destrozar los átomos mismos, terminando el universo en un " Big Rip ". Por otro lado, la energía oscura podría disiparse con el tiempo o incluso volverse atractiva. Tales incertidumbres dejan abierta la posibilidad de que la gravedad finalmente prevalezca y conduzca a un universo que se contraiga sobre sí mismo en un " Big Crunch ", [105] o que incluso pueda haber un ciclo de energía oscura, lo que implica un modelo cíclico del universo en el que cada iteración ( Big Bang y luego eventualmente un Big Crunch ) toma alrededor de un billón (10 12 ) de años. [106] [107] Si bien ninguna de estas está respaldada por observaciones, no se descartan. [ cita requerida ]

En filosofía de la ciencia

El astrofísico David Merritt identifica la energía oscura como un ejemplo de una "hipótesis auxiliar", un postulado ad hoc que se añade a una teoría en respuesta a observaciones que la refutan . Sostiene que la hipótesis de la energía oscura es una hipótesis convencionalista , es decir, una hipótesis que no añade ningún contenido empírico y, por tanto, es infalsable en el sentido definido por Karl Popper . [108] Sin embargo, su opinión no es aceptada por la mayoría de los físicos. [109]

Véase también

Notas

  1. ^ Tomado de Frieman, Turner y Huterer (2008): [98] : 6, 44 

    El Universo ha pasado por tres eras distintas:

    Dominado por la radiación, z ≳ 3000  ; 
    Dominado por la materia, 3000 ≳ z ≳ 0,5  ; y 
    Dominado por la energía oscura, 0,5 ≳ z . 

    La evolución del factor de escala está controlada por la forma de energía dominante:

    (para   w constante  ). Durante la era dominada por la radiación,

    Durante la era dominada por la materia,

    y para la era dominada por la energía oscura, suponiendo que w ≃ −1 asintóticamente    

    [98] : 6 

    En conjunto, todos los datos actuales proporcionan una fuerte evidencia de la existencia de la energía oscura; limitan la fracción de densidad crítica aportada por la energía oscura, 0,76 ± 0,02, y el parámetro de la ecuación de estado:

      w ≈ −1 ± 0,1 [estadístico] ± 0,1 [sistémico] ,

    Suponiendo que   w   es constante, esto implica que el Universo comenzó a acelerarse en un corrimiento al rojo z ~ 0,4   y una edad t ~ 10 Ga . Estos resultados son sólidos (se pueden eliminar los datos de cualquier método sin comprometer las restricciones) y no se debilitan sustancialmente al abandonar el supuesto de planitud espacial. [98] : 44    

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