En cosmología física y astronomía , la energía oscura es una forma desconocida 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 de cosmología lambda-CDM sea correcto, [1] la energía oscura es el componente dominante del universo y contribuye 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 5%, respectivamente, y otros componentes como neutrinos y fotones son casi insignificantes. [2] [3] [4] [5] La densidad de la energía oscura es muy baja:6 × 10 −10 J/m 3 (≈7 × 10 −30 g/cm 3 ), 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 todo el espacio. [6] [7] [8]
La primera evidencia observacional de la existencia de energía oscura provino de mediciones de supernovas . Las supernovas de tipo 1A tienen una luminosidad constante, lo que significa que pueden utilizarse como medidas de distancia precisas. Comparar esta distancia con el corrimiento al rojo (que mide la velocidad a la que retrocede la supernova) muestra que la expansión del universo se está acelerando . [9] [10] Antes de esta observación, los científicos pensaban que la atracción gravitacional de la materia y la energía en el universo causaría 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 energía oscura.
La naturaleza exacta de la energía oscura sigue siendo un misterio y abundan las explicaciones. Los principales candidatos 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 en el tiempo y el espacio, mientras que los campos escalares pueden variar. Sin embargo, otras posibilidades son la interacción de la energía oscura, un efecto de observación y un acoplamiento cosmológico (consulte la sección Teorías de la energía oscura).
La " constante cosmológica " es un término constante que se puede agregar a las ecuaciones de campo de la relatividad general de Einstein . Si se considera como un "término fuente" en la ecuación de campo, puede verse como 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 conduciría a un universo estático, utilizando efectivamente la energía oscura para equilibrar la gravedad. [13] Einstein dio a la constante cosmológica el símbolo Λ (lambda mayúscula). Einstein afirmó que la constante cosmológica requería que "el espacio vacío asumiera el papel de masas negativas gravitantes que se distribuyen por todo el espacio interestelar". [14] [15]
El mecanismo fue un ejemplo de ajuste fino , y más tarde se comprendió que el universo estático de Einstein no sería estable: las faltas de homogeneidad local conducirían en última instancia a una expansión o contracción desbocada 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. Asimismo, un universo que se contrae ligeramente seguirá contrayéndose. Según Einstein, el "espacio vacío" puede poseer su propia energía. Como esta energía es una propiedad del espacio mismo, no se diluiría a medida que el espacio se expandiera. A medida que exista más espacio, aparecerá más energía del espacio, provocando así 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. Se dice que Einstein se refirió a su incapacidad para predecir la idea de un universo dinámico, en contraste con un universo estático, como su mayor error. [17]
Alan Guth y Alexei Starobinsky propusieron en 1980 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 . Esta expansión es una característica esencial de la mayoría de los modelos actuales del Big Bang. Sin embargo, la inflación debe haber ocurrido con una densidad de energía mucho más alta (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. No está claro qué relación existe, si es que existe alguna, 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 únicamente en la materia, normalmente un 95% de materia oscura fría (CDM) y un 5% de materia ordinaria (bariones). Se descubrió que estos modelos tenían éxito en la formación de galaxias y cúmulos realistas, pero a finales de la década de 1980 aparecieron algunos problemas: en particular, el modelo requería un valor para la constante de Hubble inferior al preferido por las observaciones, y el modelo subestimaba las observaciones de grandes galaxias. -Agrupación de galaxias a escala. Estas dificultades se hicieron 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 incluían el modelo Lambda-CDM y un modelo oscuro mixto frío/caliente. modelo de materia. La primera evidencia directa de energía oscura provino de observaciones de supernovas de expansión acelerada en 1998 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 respaldada por observaciones independientes: en 2000, los experimentos del 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. densidad. Luego, en 2001, el 2dF Galaxy Redshift Survey proporcionó pruebas contundentes de que la densidad de materia es de alrededor del 30% de la crítica. La gran diferencia entre estos dos respalda un suave componente de energía oscura que compensa la diferencia. Las mediciones mucho más precisas de WMAP en 2003-2010 continuaron respaldando el modelo estándar y brindando mediciones más precisas de los parámetros clave.
El término "energía oscura", que hace eco de la "materia oscura" de Fritz Zwicky de la década de 1930, fue acuñado por Michael S. Turner en 1998. [20]
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 temperatura, presión y densidad combinada de materia, energía y energía del vacío para cualquier región del espacio). Medir la ecuación de estado de la energía oscura es uno de los mayores esfuerzos actuales de la cosmología observacional. Agregar la constante cosmológica a la métrica FLRW estándar de cosmología conduce al modelo Lambda-CDM, que ha sido denominado el " modelo estándar de cosmología " debido a su concordancia precisa con las observaciones.
A partir de 2013, el modelo Lambda-CDM es consistente con una serie de observaciones cosmológicas cada vez más rigurosas, incluida la nave 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] 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 necesaria ]
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 enrarecido y poco masivo (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, representando el 68% de la densidad universal a pesar de estar 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 partícula-antipartícula generados y mutuamente aniquilados dentro de un período de tiempo de acuerdo con el principio de incertidumbre de Heisenberg en la formulación energía-tiempo, ha sido invocada 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 gravitacional hacia otros objetos al igual que su densidad de masa. Esto sucede porque la cantidad física que hace que la materia genere efectos gravitacionales es el tensor 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 provoca una aceleración en la expansión si el universo ya se está expandiendo, o una desaceleración en la contracción si el universo ya se está expandiendo. El universo ya se está contrayendo. Este efecto de expansión acelerada a veces se denomina "repulsión gravitacional".
En cosmología estándar, hay tres componentes del universo: materia, radiación y energía oscura. La materia es cualquier cosa cuya densidad de energía aumenta con la inversa del cubo del factor de escala, es decir, ρ ∝ a −3 , mientras que la radiación es cualquier cosa que aumenta a la inversa de la cuarta potencia del factor de escala ( ρ ∝ a −4 ). Esto puede entenderse 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 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 provoca un corrimiento al rojo. [24]
El componente final es la energía oscura: es una propiedad intrínseca del espacio y tiene una densidad de energía constante, independientemente de las dimensiones del volumen considerado ( ρ ∝ a 0 ). Por tanto, a diferencia de la materia ordinaria, no se diluye con la expansión del espacio.
La evidencia de la energía oscura es indirecta pero proviene de tres fuentes independientes:
En 1998, el equipo de búsqueda de supernovas High-Z [18] publicó observaciones de supernovas de tipo Ia ("una-A") . En 1999, el Proyecto de Cosmología de Supernovas [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 , las lentes gravitacionales y la estructura a gran escala del cosmos , así como las mediciones mejoradas de supernovas, han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM . [29] Algunas personas argumentan que los únicos indicios de la existencia de energía oscura son las observaciones de las mediciones de distancia y sus corrimientos al rojo asociados. Las anisotropías del fondo cósmico de microondas y las oscilaciones acústicas bariónicas sólo sirven para demostrar que las distancias a un corrimiento al rojo dado son mayores de lo que se esperaría de un universo "polvoriento" de Friedmann-Lemaître y la constante de Hubble medida localmente. [30]
Las supernovas son útiles para la cosmología porque son excelentes velas estándar a través 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 qué tan rápido 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. Normalmente, los astrónomos utilizan velas estándar: objetos cuyo brillo intrínseco, o magnitud absoluta , se conoce. Esto permite medir la distancia del objeto a partir de su brillo real observado o magnitud aparente . Las supernovas de tipo Ia son las velas estándar más conocidas a través de distancias cosmológicas debido a su luminosidad extrema y constante .
Las observaciones recientes de supernovas son consistentes con un universo compuesto por un 71,3% de energía oscura y un 27,4% de una combinación de materia oscura y materia bariónica . [31]
La teoría de la estructura a gran escala , que rige la formación de estructuras en el universo ( estrellas , quásares , galaxias y grupos y cúmulos de galaxias ), sugiere también que la densidad de la materia en el universo es sólo el 30% de la densidad crítica.
Un estudio de 2011, el estudio de galaxias WiggleZ de más de 200.000 galaxias, proporcionó más pruebas de la existencia de energía oscura, aunque la física exacta detrás de ella sigue siendo desconocida. [32] [33] El estudio WiggleZ del Observatorio Astronómico Australiano escaneó las galaxias para determinar su corrimiento al rojo. Luego, aprovechando el hecho de que las oscilaciones acústicas bariónicas han dejado regularmente vacíos de ≈150 Mpc de diámetro, rodeados por las galaxias, los vacíos se utilizaron como reglas estándar para estimar distancias a galaxias de hasta 2.000 Mpc (desplazamiento al rojo 0,6), lo que permitió obtener mediciones precisas. estimación de las velocidades de las galaxias a partir de su desplazamiento al rojo y su distancia. Los datos confirmaron la aceleración cósmica hasta la mitad de la edad del universo (7 mil millones de años) y limitan su falta de homogeneidad a 1 parte en 10. [33] Esto proporciona una confirmación de la aceleración cósmica independiente de las supernovas.
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 las 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 cósmico de fondo de microondas, representa sólo alrededor del 30% de la densidad crítica. Esto implica la existencia de una forma adicional de energía que represente el 70% restante. [29] El análisis de siete años de la sonda espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) estimó un universo compuesto por un 72,8% de energía oscura, un 22,7% de materia oscura y un 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 arrojó una estimación más precisa de 68,3% de energía oscura, 26,8% de materia oscura y 4,9% de materia ordinaria. [35]
La expansión cósmica acelerada hace que los pozos y colinas de potencial gravitacional se aplanen a medida que los fotones pasan a través de ellos, produciendo puntos fríos y puntos calientes en el fondo cósmico de microondas alineados con vastos supervacios y supercúmulos. Este llamado efecto Sachs-Wolfe Integrado (ISW) tardío es una señal directa de energía oscura en un universo plano. [36] Fue reportado como de gran importancia en 2008 por Ho et al. [37] y Giannantonio et al. [38]
En los últimos años ha ganado mucha atención un nuevo enfoque para probar evidencia de energía oscura a través de datos observacionales de la constante de Hubble (OHD), también conocidos como cronómetros cósmicos. [39] [40] [41] [42]
La constante de Hubble, H ( z ), se mide en función del corrimiento al rojo cosmológico . OHD rastrea directamente la historia de expansión del universo tomando galaxias de tipo temprano en evolución pasiva 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 en función del corrimiento al rojo de estos cronómetros cósmicos. Por tanto, proporciona una estimación directa del parámetro de Hubble.
La dependencia de una cantidad diferencial,Δ z/Δt, aporta más información y resulta 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 queΔ z/Δt lo 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 necesaria ]
El estatus de la energía oscura como fuerza hipotética con propiedades desconocidas la convierte en un objetivo activo de investigación. El problema se ataca desde diversos ángulos, como la modificación de la teoría predominante de la gravedad (relatividad general), el intento de precisar las propiedades de la energía oscura y la búsqueda de formas alternativas de explicar los datos observacionales.
La explicación más simple para la energía oscura es que es una energía intrínseca y fundamental del espacio. Esta es la constante cosmológica, generalmente representada por la letra griega Λ (Lambda, de ahí el nombre de modelo Lambda-CDM ). Dado que la energía y la masa están relacionadas según la ecuación E = mc 2 , la teoría de la relatividad general de Einstein predice que esta energía tendrá un efecto gravitacional. A veces se le llama energía del vacío porque es la densidad de energía del espacio vacío: el vacío .
Un importante problema pendiente es que las mismas teorías cuánticas de campos predicen una enorme constante cosmológica , aproximadamente 120 órdenes de magnitud demasiado grande. Esto tendría que ser cancelado casi, pero no exactamente, 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 ha sido conjeturado por Ulf Danielsson et al. que tal estado no existe. [48] Esta conjetura no descartaría otros modelos de energía oscura, como la quintaesencia, que podrían ser compatibles con la teoría de cuerdas. [47]
En los modelos de quintaesencia de energía oscura, la aceleración observada del factor de escala es causada por la energía potencial de un campo dinámico , denominado 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 similar a la materia, el campo debe ser muy ligero para que tenga una longitud de onda Compton grande . 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 se dispone de pruebas de la quintaesencia, ni se ha descartado. Generalmente predice una aceleración de la expansión del universo ligeramente más lenta que la constante cosmológica. Algunos científicos piensan que la mejor evidencia de la quintaesencia vendría de violaciones del principio de equivalencia de Einstein y de la variación de las constantes fundamentales en el espacio o el tiempo. [49] Los campos escalares son predichos por el modelo estándar de la 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 pregunta por qué la aceleración del Universo comenzó cuando lo hizo. Si la aceleración hubiera comenzado 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 apoyo a sus argumentos. Sin embargo, muchos modelos de quintaesencia tienen el llamado comportamiento de "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 entre materia y radiación , lo que hace que la quintaesencia comience a comportarse como energía oscura y eventualmente domine el universo. Esto naturalmente establece 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 a abajo. Se ha demostrado un teorema de no ir que este escenario requiere modelos con al menos dos tipos de quintaesencia. Este escenario es el llamado escenario 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 esencia k (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]
Esta clase de teorías intenta llegar a una teoría que lo abarque todo, tanto de la materia oscura como de la energía oscura como un fenómeno único que modifica las leyes de la gravedad en 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 descompone en energía oscura. [56] Se sugiere que otra clase de teorías que unifican la materia oscura y la energía oscura sean las teorías covariantes de gravedades modificadas. Estas teorías alteran la dinámica del espacio-tiempo de tal manera que la dinámica modificada se debe a lo que se ha asignado a la presencia de energía y materia oscuras. [57] La energía oscura podría, en principio, interactuar no sólo 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]
La densidad de la energía oscura podría haber variado en el tiempo durante la historia del universo. Los datos de observación modernos nos permiten estimar la densidad actual de energía oscura. Utilizando oscilaciones acústicas bariónicas , es posible investigar el efecto de la energía oscura en la historia del Universo y limitar los parámetros de la ecuación de estado de la energía oscura. Para ello 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]
Los investigadores que utilizaron el Instrumento espectroscópico de energía oscura (DESI) para crear el mapa tridimensional más grande del universo en este momento (2024), [68] han obtenido una historia de expansión que tiene una precisión superior al 1%. Desde este nivel de detalle, el director de DESI, Michael Levi, afirmó:
También estamos viendo algunas diferencias potencialmente interesantes que podrían indicar que la energía oscura está evolucionando con el tiempo. Estos pueden desaparecer o no con más datos, por lo que estamos entusiasmados de comenzar a analizar nuestro conjunto de datos de tres años pronto. [69]
Algunas alternativas a la energía oscura, como la cosmología no homogénea , pretenden explicar los datos observacionales mediante un uso más refinado de 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 grupo local. Si bien son débiles, estos efectos, considerados acumulativamente a lo largo de miles de millones de años, podrían volverse significativos, creando la ilusión de una aceleración cósmica y haciendo que parezca como si viviéramos 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 defectuoso. [79] [80] Un intento de detección directa en laboratorio no logró detectar ninguna fuerza asociada con la energía oscura. [81]
Las explicaciones del escepticismo observacional sobre la energía oscura generalmente no han ganado mucho apoyo entre los cosmólogos. Por ejemplo, un artículo que sugería que la anisotropía del Universo local había sido tergiversado como energía oscura [82] fue rápidamente rebatido por otro artículo que alegaba errores en el artículo original. [83] Otro estudio que cuestiona 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]
Esta teoría fue formulada por investigadores de la Universidad de Hawai'i en Mānoa en febrero de 2023. La idea es que si se requiere que la métrica de Kerr (que describe los agujeros negros giratorios) sea asíntota con la métrica de Friedmann-Robertson-Walker (que describe el universo isotrópico y homogéneo (ésta es la suposición básica de la cosmología moderna), entonces se descubre 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 Energía_oscura#Definición_técnica). La teoría se llama "acoplamiento cosmológico" porque los agujeros negros se acoplan según un requisito cosmológico. [87] Otros astrofísicos se muestran escépticos, [88] con una variedad de artículos que afirman que la teoría no logra explicar otras observaciones. [89] [90]
La evidencia de la energía oscura depende en gran medida de la teoría de la relatividad general. Por tanto, es concebible que una modificación de la relatividad general también elimine la necesidad de energía oscura. Existen muchas teorías de este tipo y se están realizando investigaciones. [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 la gravedad modificadas como explicaciones de la energía oscura. [93] [94] [95]
El astrofísico Ethan Siegel afirma que, si bien estas alternativas obtienen cobertura en la prensa generalizada, casi todos los astrofísicos profesionales confían en que existe la energía oscura 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]
El modelo GRSI explica la expansión acelerada del universo y la supresión de la gravedad a grandes distancias. [97] Tal supresión es una consecuencia de un aumento de la energía de enlace dentro de una galaxia debido a la autointeracción del campo de la Relatividad General. La mayor unión requiere, por conservación de energía , una supresión de la atracción gravitacional fuera de dicha galaxia. La supresión se realiza en lugar de energía oscura. Esto es análogo a la fenomenología central de la fuerza nuclear fuerte, donde la autointeracción del campo de gluones fortalece dramáticamente 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 .
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 la materia oscura en un universo en expansión disminuye más rápidamente que la energía oscura y, finalmente, la energía oscura domina. Específicamente, cuando el volumen del universo se duplica, la densidad de la materia oscura se reduce a la mitad, pero la densidad de la energía oscura casi no cambia (es exactamente constante en el caso de una constante cosmológica).
Las proyecciones hacia el futuro pueden diferir radicalmente según los diferentes 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, superando eventualmente con creces la velocidad de 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 obligado a ser menor que la velocidad de la luz para cualquier objeto masivo. (ver Usos de la distancia adecuada para una discusión de las sutilezas de definir cualquier noción de velocidad relativa en cosmología). Debido a que el parámetro de Hubble disminuye con el tiempo, puede haber casos en los que una galaxia que se aleja de nosotros más rápido que la luz logre emitir una señal que eventualmente nos llegue. [100] [101]
Sin embargo, debido a la expansión acelerada, se proyecta que la mayoría de las galaxias eventualmente cruzarán un tipo de horizonte de sucesos cosmológicos donde cualquier luz que emitan más allá de ese punto nunca podrá alcanzarnos en ningún momento en el futuro infinito [102] porque la la luz nunca llega a un punto en el que su "velocidad peculiar" hacia nosotros exceda la velocidad de expansión alejándose de nosotros (estas dos nociones de velocidad también se analizan en Usos de la distancia adecuada ). Suponiendo que la energía oscura es constante (una constante cosmológica ), la distancia actual a este horizonte de eventos cosmológicos es de aproximadamente 16 mil millones de años luz, lo que significa que una señal de un evento que ocurre actualmente podría eventualmente llegar hasta nosotros en el futuro si el evento estaban a menos de 16 mil millones de años luz de distancia, pero la señal nunca nos llegaría 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 sucesos cosmológicos, la luz de ellas se desplazará cada vez más al 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] ( ver 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 intactos a medida que el resto del universo retroceda y desaparezca de la vista. En este escenario, el Grupo Local finalmente sufriría muerte por calor , tal como se planteó la hipótesis para el universo plano, dominado por la materia, antes de las mediciones de la aceleración cósmica . [ cita necesaria ]
Hay 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 del universo. Según este escenario, la energía oscura acabaría destrozando todas las estructuras unidas gravitacionalmente, incluidas las galaxias y los sistemas solares, y acabaría superando las fuerzas eléctricas y nucleares para destrozar los propios átomos, acabando con el universo en un " gran desgarro ". 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 eventualmente 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 que cada iteración ( Big Bang y finalmente Big Crunch ) dura alrededor de un billón (10 12 ) de años. [106] [107] Si bien ninguno de estos está respaldado por observaciones, no se descartan. [ cita necesaria ]
El astrofísico David Merritt identifica la energía oscura como un ejemplo de "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 infalsificable en el sentido definido por Karl Popper . [108] Sin embargo, su opinión no parece ser consensuada [ ¿por quién? ] y está en desacuerdo con la historia de la cosmología. [ ¿por qué? ] [109]
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 w ≃ −1 asintóticamente
- [98] : 6
En conjunto, todos los datos actuales proporcionan pruebas sólidas de la existencia de energía oscura; limitan la fracción de densidad crítica aportada por la energía oscura, 0,76 ± 0,02, y el parámetro de ecuación de estado:
- w ≈ −1 ± 0,1 [estat.] ± 0,1 [sist.] ,
suponiendo que w es constante. Esto implica que el Universo comenzó a acelerarse con un corrimiento al rojo z ~ 0,4 y una edad t ~ 10 Ga . Estos resultados son sólidos (los datos de cualquier método pueden eliminarse sin comprometer las restricciones) y no se debilitan sustancialmente al abandonar el supuesto de planitud espacial. [98] : 44