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Energía oscura

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).

Historia del descubrimiento y especulaciones previas.

La constante cosmológica de Einstein

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]

Energía oscura inflacionaria

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]

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 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 ]

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 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".

Definición técnica

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.

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 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]

Estructura a gran escala

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.

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 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]

Efecto Sachs-Wolfe integrado tardío

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]

Datos constantes de observación de Hubble

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 ]

Teorías de la energía oscura

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

Constante cosmológica

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

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]

Quintaesencia

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]

Interactuando energía oscura

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]

Modelos variables de energía oscura.

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]

Posiblemente niveles decrecientes

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]

Escepticismo observacional

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]

Como efecto relativista general debido a los agujeros negros.

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]

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 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]

No linealidades de las ecuaciones de la relatividad general

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 .

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 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 ]

En filosofía de la ciencia

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]

Ver 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 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    

Referencias

  1. ^ Idicheriano Lonappan, Anto; Kumar, Sumit; R, Ruchika; Ananda Sen, Anjan (21 de febrero de 2018). "Evidencias bayesianas de modelos de energía oscura a la luz de los datos de observación actuales". Revisión física D. 97 (4): 043524. arXiv : 1707.00603 . Código Bib : 2018PhRvD..97d3524L. doi : 10.1103/PhysRevD.97.043524. S2CID  119249858.
  2. ^ Adé, PAR; Aghanim, N .; Alves, MIR; et al. (Colaboración Planck) (22 de marzo de 2013). "Resultados de Planck 2013. I. Descripción general de productos y resultados científicos - Tabla 9". Astronomía y Astrofísica . 571 : A1. arXiv : 1303.5062 . Código Bib : 2014A&A...571A...1P. doi :10.1051/0004-6361/201321529. S2CID  218716838.
  3. ^ Adé, PAR; Aghanim, N .; Alves, MIR; et al. (Colaboración Planck) (31 de marzo de 2013). "Documentos de resultados de Planck 2013". Astronomía y Astrofísica . 571 : A1. arXiv : 1303.5062 . Código Bib : 2014A&A...571A...1P. doi :10.1051/0004-6361/201321529. S2CID  218716838. Archivado desde el original el 23 de marzo de 2013.
  4. ^ ab "Primeros resultados de Planck: el Universo sigue siendo extraño e interesante". 21 de marzo de 2013. Archivado desde el original el 2 de mayo de 2019 . Consultado el 14 de junio de 2017 .
  5. ^ Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Materia oscura, energía oscura: el lado oscuro del universo , guía parte 2. p. 46. ​​Consultado el 7 de octubre de 2013, "... energía oscura: un componente suave y persistente de energía invisible, que se cree que constituye alrededor del 70 por ciento de la densidad de energía actual del universo. Se sabe que la energía oscura es suave porque no Se acumulan preferentemente en galaxias y cúmulos..."
  6. ^ Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2006). "Por qué la constante cosmológica es pequeña y positiva". Ciencia . 312 (5777): 1180–1183. arXiv : astro-ph/0605173 . Código Bib : 2006 Ciencia... 312.1180S. doi : 10.1126/ciencia.1126231. PMID  16675662. S2CID  14178620.
  7. ^ "Energía oscura". Hiperfísica . Archivado desde el original el 27 de mayo de 2013 . Consultado el 4 de enero de 2014 .
  8. ^ Ferris, Timothy (enero de 2015). "Materia oscura (energía oscura)". Revista National Geographic . Archivado desde el original el 10 de junio de 2015 . Consultado el 10 de junio de 2015 .
  9. ^ Adiós, Dennis (20 de febrero de 2017). "Controversia del cosmos: el universo se está expandiendo, pero ¿a qué velocidad?" . Los New York Times . Archivado desde el original el 4 de abril de 2019 . Consultado el 21 de febrero de 2017 .
  10. ^ Peebles, PJE; Ratra, Bharat (2003). "La constante cosmológica y la energía oscura". Reseñas de Física Moderna . 75 (2). Sociedad Estadounidense de Física: 559–606. arXiv : astro-ph/0207347 . Código Bib : 2003RvMP...75..559P . doi : 10.1103/RevModPhys.75.559 . S2CID  118961123. Archivado desde el original el 7 de enero de 2024.
  11. ^ Cookson, Clive (3 de junio de 2011). "Los hallazgos de la luna enturbian el agua". Tiempos financieros . Archivado desde el original el 22 de noviembre de 2016 . Consultado el 21 de noviembre de 2016 .
  12. ^ ab Carroll, Sean (2001). "La constante cosmológica". Reseñas vivas en relatividad . 4 (1): 1. arXiv : astro-ph/0004075 . Código Bib : 2001LRR.....4....1C . doi : 10.12942/lrr-2001-1 . PMC 5256042 . PMID  28179856. Archivado desde el original el 13 de octubre de 2006 . Consultado el 28 de septiembre de 2006 . 
  13. ^ Harvey, Alex (2012). "Cómo Einstein descubrió la energía oscura". arXiv : 1211.6338 [física.hist-ph].
  14. ^ "Volumen 7: Los años de Berlín: escritos, 1918-1921 (suplemento de traducción al inglés) página 31". einsteinpapers.press.princeton.edu . Consultado el 18 de septiembre de 2023 .
  15. ^ O'Raifeartaigh, C.; O'Keeffe, M.; Nahm, W.; Mitton, S. (2017). "Modelo estático del universo de Einstein de 1917: una revisión del centenario". EUR. Física. J. (H) 42: 431–474.
  16. ^ "Energía oscura, materia oscura". Dirección de Misión Científica . Archivado desde el original el 5 de noviembre de 2020 . Consultado el 17 de septiembre de 2022 .
  17. ^ Gamow, George (1970) My World Line: una autobiografía informal . pag. 44: "Mucho más tarde, cuando estaba discutiendo problemas cosmológicos con Einstein, comentó que la introducción del término cosmológico fue el mayor error que jamás haya cometido en su vida". – Aquí el "término cosmológico" se refiere a la constante cosmológica en las ecuaciones de la relatividad general, cuyo valor Einstein eligió inicialmente para garantizar que su modelo del universo no se expandiría ni se contraería; si no hubiera hecho esto, podría haber predicho teóricamente la expansión universal que fue observada por primera vez por Edwin Hubble.
  18. ^ ab Riess, Adam G .; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diecks; Garnavich; Gillilandia; Hogan; Já; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Herrero; Espiromilio; trozos; Suntzeff; Tony (1998). "Evidencia observacional de supernovas de un universo en aceleración y una constante cosmológica". Revista Astronómica . 116 (3): 1009-1038. arXiv : astro-ph/9805201 . Código Bib : 1998AJ....116.1009R . doi : 10.1086/300499 . S2CID 15640044 . 
  19. ^ ab Perlmutter, S .; Aliso; Haber de oro; golpe; Nugent; Castro; Deustua; Fabro; Goobar; Acicalar; Gancho; kim; kim; Sotavento; Nunes; Dolor; empacador de centavos; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz-Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; et al. (1999). "Medidas de Omega y Lambda de 42 supernovas de alto corrimiento al rojo". Revista Astrofísica . 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph/9812133 . Código Bib : 1999ApJ...517..565P . doi : 10.1086/307221 . S2CID  118910636.
  20. ^ La primera aparición del término "energía oscura" se encuentra en el artículo de otro cosmólogo y estudiante de Turner en ese momento, Dragan Huterer, "Prospects for Probing the Dark Energy via Supernova Distance Measurements", que se publicó en ArXiv.org e -archivo impreso en agosto de 1998 Archivado el 22 de junio de 2017 en Wayback Machine y publicado en Huterer, D.; Turner, M. (1999). "Perspectivas para sondear la energía oscura mediante mediciones de distancias de supernovas". Revisión física D. 60 (8): 081301. arXiv : astro-ph/9808133 . Código bibliográfico : 1999PhRvD..60h1301H. doi : 10.1103/PhysRevD.60.081301. S2CID  12777640., aunque la forma en que se trata el término allí sugiere que ya era de uso generalizado. El cosmólogo Saul Perlmutter le ha dado crédito a Turner por haber acuñado el término en un artículo Archivado el 11 de agosto de 2006 en Wayback Machine que escribieron junto con Martin White, donde se introduce entre comillas como si fuera un neologismo. Perlmutter, S.; Turner, M.; Blanco, M. (1999). "Restringir la energía oscura con supernovas de tipo Ia y estructuras a gran escala". Cartas de revisión física . 83 (4): 670–673. arXiv : astro-ph/9901052 . Código bibliográfico : 1999PhRvL..83..670P. doi :10.1103/PhysRevLett.83.670. S2CID  119427069.
  21. ^ Astier, Pierre ( Encuesta sobre el legado de supernovas ); Chico; Reinado; Dolor; Aubourg; Balam; Basa; Carlberg; Fabro; Fouchez; Gancho; Howell; Lafoux; Neill; Palanque-Delabrouille; Perrett; Prichet; Rico; Sullivan; cola; Aliso; Antílogo; Arsenijevic; Balland; Baumont; Más bronder; Courtois; Ellis; Filiol; et al. (2006). "La encuesta del legado de Supernova: medición de Ω M , Ω Λ y W del conjunto de datos del primer año". Astronomía y Astrofísica . 447 (1): 31–48. arXiv : astro-ph/0510447 . Código Bib : 2006A y A...447...31A. doi :10.1051/0004-6361:20054185. S2CID  119344498.
  22. ^ Adiós, Dennis (22 de julio de 2003). "Los astrónomos informan evidencia de que la 'energía oscura' divide el universo". Los New York Times . Archivado desde el original el 26 de junio de 2015 . Consultado el 5 de agosto de 2015 .
  23. ^ Rugh, SE; Zinkernagel, H. (2002). "El vacío cuántico y el problema de la constante cosmológica". Estudios de Historia y Filosofía de la Ciencia Parte B: Estudios de Historia y Filosofía de la Física Moderna . 33 (4): 663–705. arXiv : hep-th/0012253 . Código Bib : 2002SHPMP..33..663R. doi :10.1016/S1355-2198(02)00033-3. S2CID  9007190. Archivado desde el original el 30 de noviembre de 2010 . Consultado el 29 de octubre de 2022 .
  24. ^ Baumann, Daniel. "Cosmología: Parte III Tripos matemáticos, Universidad de Cambridge" (PDF) . pag. 21-22. Archivado desde el original (PDF) el 2 de febrero de 2017 . Consultado el 31 de enero de 2017 .
  25. ^ Durrer, R. (2011). "¿Qué sabemos realmente sobre la energía oscura?". Transacciones filosóficas de la Royal Society A: Ciencias matemáticas, físicas y de ingeniería . 369 (1957): 5102–5114. arXiv : 1103.5331 . Código Bib : 2011RSPTA.369.5102D. doi :10.1098/rsta.2011.0285. PMID  22084297. S2CID  17562830.
  26. ^ El primer artículo, utilizando datos observados, que afirmó un término Lambda positivo fue Paál, G.; et al. (1992). "¿Inflación y compactificación debido a los corrimientos al rojo de las galaxias?". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 191 (1): 107–124. Código Bib : 1992Ap&SS.191..107P. doi :10.1007/BF00644200. S2CID  116951785.
  27. ^ "El Premio Nobel de Física 2011". Fundación Nobel. Archivado desde el original el 1 de agosto de 2012 . Consultado el 4 de octubre de 2011 .
  28. ↑ El Premio Nobel de Física 2011 Archivado el 4 de octubre de 2011 en Wayback Machine . Perlmutter obtuvo la mitad del premio y la otra mitad se la repartieron Schmidt y Riess.
  29. ^ ab Spergel, DN; et al. (Colaboración WMAP) (junio de 2007). "Resultados de tres años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): implicaciones para la cosmología" (PDF) . Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph/0603449 . Código Bib : 2007ApJS..170..377S. CiteSeerX 10.1.1.472.2550 . doi :10.1086/513700. S2CID  1386346. Archivado (PDF) desde el original el 6 de abril de 2020 . Consultado el 26 de diciembre de 2019 . 
  30. ^ Durrer, R. (2011). "¿Qué sabemos realmente sobre la energía oscura?". Transacciones filosóficas de la Royal Society A. 369 (1957): 5102–5114. arXiv : 1103.5331 . Código Bib : 2011RSPTA.369.5102D. doi :10.1098/rsta.2011.0285. PMID  22084297. S2CID  17562830.
  31. ^ Kowalski, Marek; Rubin, David; Aldering, G.; Agostinho, RJ; Amadón, A.; Amanullah, R.; Balland, C.; Berbería, K.; Blanco, G.; Challis, PJ; Conley, A.; Connolly, Nevada; Covarrubias, R.; Dawson, Kansas; Deustua, SE; Ellis, R.; Fabbro, S.; Fadéyev, V.; Ventilador, X.; Farris, B.; Folatelli, G.; freír, BL; Garavini, G.; Puertas, EL; Alemania, L.; Goldhaber, G.; Goldman, B.; Goobar, A.; Novio, DE; et al. (27 de octubre de 2008). "Restricciones cosmológicas mejoradas a partir de conjuntos de datos de supernovas nuevos, antiguos y combinados". La revista astrofísica . 686 (2): 749–778. arXiv : 0804.4142 . Código Bib : 2008ApJ...686..749K. doi :10.1086/589937. S2CID  119197696.. Encuentran un valor de mejor ajuste de la densidad de energía oscura , Ω Λ de 0,713+0,027–0,029( stat )+0,036–0,039( sys ), de la densidad de materia total , Ω M , de 0,274+0,016–0,016(stat) +0,013–0,012(sys) con una ecuación del parámetro de estado w de −0,969+0,059–0,063(stat)+0,063–0,066(sys).
  32. ^ "Nuevo método 'confirma la energía oscura'". Noticias de la BBC . 19 de mayo de 2011. Archivado desde el original el 15 de junio de 2018 . Consultado el 21 de julio de 2018 .
  33. ^ ab La energía oscura es real Archivado el 25 de mayo de 2011 en Wayback Machine , Universidad Tecnológica de Swinburne, 19 de mayo de 2011
  34. ^ "Contenido del universo: gráfico circular". Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson . Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio. Archivado desde el original el 18 de agosto de 2018 . Consultado el 9 de enero de 2018 .
  35. ^ "El resplandor del Big Bang muestra que el universo es 80 millones de años más antiguo de lo que los científicos pensaron inicialmente". El Washington Post . Archivado desde el original el 22 de marzo de 2013 . Consultado el 22 de marzo de 2013 .
  36. ^ Crittenden; Neil Turok (1996). "Buscando $\Lambda$ con el efecto Rees-Sciama". Cartas de revisión física . 76 (4): 575–578. arXiv : astro-ph/9510072 . Código bibliográfico : 1996PhRvL..76..575C. doi :10.1103/PhysRevLett.76.575. PMID  10061494. S2CID  119012700.
  37. ^ Hola, Shirley; Hirata; Padmanabhan, Nikhil; Seljak, Uros; Bahcall, Neta (2008). "Correlación del fondo cósmico de microondas con estructura a gran escala: I. Tomografía ISW e implicaciones cosmológicas". Revisión física D. 78 (4): 043519. arXiv : 0801.0642 . Código bibliográfico : 2008PhRvD..78d3519H. doi : 10.1103/PhysRevD.78.043519. S2CID  38383124.
  38. ^ Giannantonio, Tommaso; Scranton, Ryan; Crittenden; nicolás; Comprado; Myers; Richards (2008). "Análisis combinado del efecto Sachs-Wolfe integrado y sus implicaciones cosmológicas". Revisión física D. 77 (12): 123520. arXiv : 0801.4380 . Código Bib : 2008PhRvD..77l3520G. doi : 10.1103/PhysRevD.77.123520. S2CID  21763795.
  39. ^ Yi, Zelong; Zhang, Tongjie (2007). "Restricciones de los modelos holográficos de energía oscura que utilizan las edades diferenciales de galaxias en evolución pasiva". Letras de Física Moderna A. 22 (1): 41–54. arXiv : astro-ph/0605596 . Código Bib : 2007MPLA...22...41Y. doi :10.1142/S0217732307020889. S2CID  8220261.
  40. ^ Wan, Haoyi; Yi, Zelong; Zhang, Tongjie; Zhou, Jie (2007). "Restricciones del universo DGP mediante el parámetro observacional de Hubble". Letras de Física B. 651 (5): 1368-1379. arXiv : 0706.2723 . Código Bib : 2007PhLB..651..352W. doi :10.1016/j.physletb.2007.06.053. S2CID  119125999.
  41. ^ Mamá, Cong; Zhang, Tongjie (2011). "Poder de los datos observacionales de los parámetros del Hubble: una figura de exploración de mérito". Revista Astrofísica . 730 (2): 74. arXiv : 1007.3787 . Código Bib : 2011ApJ...730...74M. doi :10.1088/0004-637X/730/2/74. S2CID  119181595.
  42. ^ Zhang, Tongjie; Mamá, Cong; Lan, Tian (2010). "Restricciones en el lado oscuro del universo y datos observacionales de los parámetros del Hubble". Avances en Astronomía . 2010 (1): 1. arXiv : 1010.1307 . Código Bib : 2010AdAst2010E..81Z. doi : 10.1155/2010/184284 . S2CID  62885316.
  43. ^ Simón, Juana; Verde, Licia; Jiménez, Raúl (2005). "Restricciones a la dependencia del corrimiento al rojo del potencial de energía oscura". Revisión física D. 71 (12): 123001. arXiv : astro-ph/0412269 . Código bibliográfico : 2005PhRvD..71l3001S. doi : 10.1103/PhysRevD.71.123001. S2CID  13215290.
  44. ^ por Ehsan Sadri MSc en Astrofísica, Universidad de Azad, Teherán
  45. ^ "Planck revela un universo casi perfecto". Plank . ESA . 21 de marzo de 2013. Archivado desde el original el 6 de diciembre de 2013 . Consultado el 21 de marzo de 2013 .
  46. ^ Wess, Julio; Bagger, Jonathan (1992). Supersimetría y Supergravedad . Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN 978-0691025308.
  47. ^ ab Wolchover, Natalie (9 de agosto de 2018). "La energía oscura puede ser incompatible con la teoría de cuerdas". Revista Quanta . Fundación Simons. Archivado desde el original el 15 de noviembre de 2020 . Consultado el 2 de abril de 2020 .
  48. ^ Danielsson, Ulf; Van Riet, Thomas (abril de 2018). "¿Qué pasa si la teoría de cuerdas no tiene vacío de De Sitter?". Revista Internacional de Física Moderna D. 27 (12): 1830007–1830298. arXiv : 1804.01120 . Código Bib : 2018IJMPD..2730007D. doi :10.1142/S0218271818300070. S2CID  119198922.
  49. ^ Carroll, Sean M. (1998). "La quintaesencia y el resto del mundo: suprimir las interacciones de largo alcance". Cartas de revisión física . 81 (15): 3067–3070. arXiv : astro-ph/9806099 . Código bibliográfico : 1998PhRvL..81.3067C. doi : 10.1103/PhysRevLett.81.3067. ISSN  0031-9007. S2CID  14539052.
  50. ^ Ratra, Bharat; Peebles, PJE (1988). "Consecuencias cosmológicas de un campo escalar homogéneo rodante". Física. Rdo . D37 (12): 3406–3427. Código bibliográfico : 1988PhRvD..37.3406R. doi : 10.1103/PhysRevD.37.3406 . PMID  9958635.
  51. ^ Steinhardt, Paul J.; Wang, Li-Min; Zlatev, Ivailo (1999). "Soluciones de seguimiento cosmológico". Física. Rdo . D59 (12): 123504. arXiv : astro-ph/9812313 . Código bibliográfico : 1999PhRvD..59l3504S. doi : 10.1103/PhysRevD.59.123504. S2CID  40714104.
  52. ^ Cai, Yi-Fu; Saridakis, Emmanuel N.; Setare, Mohammed R.; Xia, Jun-Qing (22 de abril de 2010). "Cosmología Quintom - implicaciones teóricas y observaciones". Informes de Física . 493 (1): 1–60. arXiv : 0909.2776 . Código Bib : 2010PhR...493....1C. doi :10.1016/j.physrep.2010.04.001. S2CID  118866606.
  53. ^ Caldwell, RR (2002). "¿Una amenaza fantasma? Consecuencias cosmológicas de un componente de energía oscura con ecuación de estado supernegativa". Letras de Física B. 545 (1–2): 23–29. arXiv : astro-ph/9908168 . Código Bib : 2002PhLB..545...23C. doi :10.1016/S0370-2693(02)02589-3. S2CID  9820570.
  54. ^ Krishnan, Chethan; Mohayaee, Roya; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, MM; Yin, Lu (16 de septiembre de 2021). "¿La tensión del Hubble indica una ruptura en la cosmología FLRW?". Gravedad clásica y cuántica . 38 (18): 184001. arXiv : 2105.09790 . Código Bib : 2021CQGra..38r4001K. doi :10.1088/1361-6382/ac1a81. ISSN  0264-9381. S2CID  234790314.
  55. ^ Ver fluido oscuro .
  56. ^ Marcondes, Rafael JF (5 de octubre de 2016). "Interacción de modelos de energía oscura en cosmología y pruebas de observación de estructuras a gran escala". arXiv : 1610.01272 [astro-ph.CO].
  57. ^ Exirifard, Q. (2011). "Enfoque covariante fenomenológico de la gravedad". Relatividad General y Gravitación . 43 (1): 93-106. arXiv : 0808.1962 . Código Bib : 2011GReGr..43...93E. doi :10.1007/s10714-010-1073-6. S2CID  119169726.
  58. ^ Vagnozzi, soleado; Visinelli, Luca; Mena, Olga; Mota, David F. (2020). "¿Tenemos alguna esperanza de detectar la dispersión entre la energía oscura y los bariones a través de la cosmología?". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 493 (1): 1139-1152. arXiv : 1911.12374 . Código Bib : 2020MNRAS.493.1139V. doi :10.1093/mnras/staa311.
  59. ^ "Un nuevo experimento de materia oscura anuló indicios anteriores de nuevas partículas". Noticias de ciencia . 22 de julio de 2022. Archivado desde el original el 26 de agosto de 2022 . Consultado el 3 de agosto de 2022 .
  60. ^ Aprile, E.; Abe, K.; Agostini, F.; Maouloud, S. Ahmed; Althueser, L.; Andrieu, B.; Angelino, E.; Angevaare, JR; Antochi, VC; Martín, D. Antón; Arneodo, F. (22 de julio de 2022). "Búsqueda de nueva física en datos de retroceso electrónico de XENONnT". Cartas de revisión física . 129 (16): 161805. arXiv : 2207.11330 . Código bibliográfico : 2022PhRvL.129p1805A. doi : 10.1103/PhysRevLett.129.161805. PMID  36306777. S2CID  251040527.
  61. ^ Caballero, M; Polarski, D (2001). "Acelerar universos con materia oscura en escala". Revista Internacional de Física Moderna D. 10 (2): 213–224. arXiv : gr-qc/0009008 . Código Bib : 2001IJMPD..10..213C. doi :10.1142/S0218271801000822. S2CID  16489484.
  62. ^ Linder, Eric V. (3 de marzo de 2003). "Explorando la historia de la expansión del universo". Cartas de revisión física . 90 (9): 091301. arXiv : astro-ph/0208512 . Código Bib : 2003PhRvL..90i1301L. doi :10.1103/PhysRevLett.90.091301. PMID  12689209. S2CID  16219710.
  63. ^ Barboza, EM; Alcañiz, JS (2008). "Un modelo paramétrico de energía oscura". Letras de Física B. 666 (5): 415–419. arXiv : 0805.1713 . Código Bib : 2008PhLB..666..415B. doi :10.1016/j.physletb.2008.08.012. S2CID  118306372.
  64. ^ Jassal, HK; Bagla, JS (2010). "Comprender el origen de las limitaciones del CMB sobre la energía oscura". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 405 (4): 2639–2650. arXiv : astro-ph/0601389 . Código bibliográfico : 2010MNRAS.405.2639J. doi :10.1111/j.1365-2966.2010.16647.x. S2CID  9144993.
  65. ^ Wetterich, C. (2004). "Parametrización fenomenológica de la quintaesencia". Letras de Física B. 594 (1–2): 17–22. arXiv : astro-ph/0403289 . Código Bib : 2004PhLB..594...17W. doi :10.1016/j.physletb.2004.05.008. S2CID  119354763.
  66. ^ Oztas, A.; Dil, E.; Smith, ML (2018). "La constante cosmológica variable: una nueva aproximación a las ecuaciones de Friedmann y al modelo del universo". Lun. No. R. Astron. Soc . 476 (1): 451–458. Código Bib : 2018MNRAS.476..451O. doi :10.1093/mnras/sty221.
  67. ^ Oztas, A. (2018). "Los efectos de una constante cosmológica variable en el horizonte de partículas". Lun. No. R. Astron. Soc . 481 (2): 2228–2234. Código bibliográfico : 2018MNRAS.481.2228O. doi : 10.1093/mnras/sty2375.
  68. ^ Clowe, Douglas; Simard, Luc, "Primeros resultados de la encuesta de conglomerados distantes de ESO", SIMPOSIOS DE ASTROFÍSICA DE ESO , Berlín/Heidelberg: Springer-Verlag, págs. 69–74, ISBN 3-540-43769-X,
  69. ^ Clowe, Douglas; Simard, Luc (2002), Primeros resultados del estudio de cúmulos distantes de ESO, Simposios de astrofísica de Eso, Berlín/Heidelberg: Springer-Verlag, págs. 69–74, doi :10.1007/10856495_8, ISBN 3-540-43769-X, consultado el 13 de abril de 2024
  70. ^ Wiltshire, David L. (2007). "Solución exacta al problema del promedio en cosmología". Cartas de revisión física . 99 (25): 251101. arXiv : 0709.0732 . Código Bib : 2007PhRvL..99y1101W. doi :10.1103/PhysRevLett.99.251101. PMID  18233512. S2CID  1152275.
  71. ^ Ishak, Mustafá; Richardson, James; Garred, David; Whittington, Dalila; Nwankwo, Antonio; Sussman, Roberto (2008). "¿Energía oscura o aceleración aparente debido a un modelo cosmológico relativista más complejo que FLRW?". Revisión física D. 78 (12): 123531. arXiv : 0708.2943 . Código bibliográfico : 2008PhRvD..78l3531I. doi : 10.1103/PhysRevD.78.123531. S2CID  118801032.
  72. ^ Mattsson, Teppo (2010). "La energía oscura como un espejismo". General Rel. gravedad . 42 (3): 567–599. arXiv : 0711.4264 . Código Bib : 2010GReGr..42..567M. doi :10.1007/s10714-009-0873-z. S2CID  14226736.
  73. ^ Clifton, Timoteo; Ferreira, Pedro (abril de 2009). "¿Existe realmente la energía oscura?". Científico americano . 300 (4): 48–55. Código bibliográfico : 2009SciAm.300d..48C. doi : 10.1038/scientificamerican0409-48. PMID  19363920.
  74. ^ Wiltshire, D. (2008). "Principio de equivalencia cosmológica y límite del campo débil". Revisión física D. 78 (8): 084032. arXiv : 0809.1183 . Código bibliográfico : 2008PhRvD..78h4032W. doi : 10.1103/PhysRevD.78.084032. S2CID  53709630.
  75. ^ Gray, Stuart (8 de diciembre de 2009). "Quedan oscuras preguntas sobre la energía oscura". ABC Ciencia Australia. Archivado desde el original el 15 de enero de 2013 . Consultado el 27 de enero de 2013 .
  76. ^ Merali, Zeeya (marzo de 2012). "¿Está completamente mal el mejor trabajo de Einstein, porque no fue lo suficientemente lejos?". Revista Descubre . Archivado desde el original el 28 de enero de 2013 . Consultado el 27 de enero de 2013 .
  77. ^ Wolchover, Natalie (27 de septiembre de 2011) 'Universo acelerado' podría ser solo una ilusión Archivado el 24 de septiembre de 2020 en Wayback Machine , NBC News
  78. ^ Tsagas, Christos G. (2011). "Movimientos peculiares, expansión acelerada y el eje cosmológico". Revisión física D. 84 (6): 063503. arXiv : 1107.4045 . Código bibliográfico : 2011PhRvD..84f3503T. doi : 10.1103/PhysRevD.84.063503. S2CID  119179171.
  79. ^ Nielsen, JT; Guffanti, A.; Sarkar, S. (21 de octubre de 2016). "Evidencia marginal de aceleración cósmica de supernovas de tipo Ia". Informes científicos . 6 : 35596. arXiv : 1506.01354 . Código Bib : 2016NatSR...635596N. doi :10.1038/srep35596. PMC 5073293 . PMID  27767125. 
  80. ^ Gillespie, Stuart (21 de octubre de 2016). "El universo se está expandiendo a un ritmo acelerado, ¿o no?". Universidad de Oxford – Noticias y eventos – Blog científico ( WP:NEWSBLOG ) . Archivado desde el original el 26 de julio de 2017 . Consultado el 10 de agosto de 2017 .
  81. ^ Sabulsky, HACER; Dutta, I.; Hinds, EA; anciano, B.; Burrage, C.; Copeland, EJ (2019). "Experimento para detectar fuerzas de energía oscura mediante interferometría atómica". Cartas de revisión física . 123 (6): 061102. arXiv : 1812.08244 . Código bibliográfico : 2019PhRvL.123f1102S. doi :10.1103/PhysRevLett.123.061102. PMID  31491160. S2CID  118935116.
  82. ^ Colin, Jacques; Mohayaee, Roya; Ramíz, Mohamed; Sakar, Subir (22 de julio de 2019). "Evidencia de anisotropía de la aceleración cósmica". Astronomía y Astrofísica . 631 : L13. arXiv : 1808.04597 . Código Bib : 2019A&A...631L..13C. doi :10.1051/0004-6361/201936373. S2CID  208175643.
  83. ^ Rubin, D.; Heitlauf, J. (6 de mayo de 2020). "¿Se está acelerando la expansión del universo? Todas las señales aún apuntan a que sí: una anisotropía dipolar local no puede explicar la energía oscura". La revista astrofísica . 894 (1): 68. arXiv : 1912.02191 . Código Bib : 2020ApJ...894...68R. doi : 10.3847/1538-4357/ab7a16 . ISSN  1538-4357. S2CID  208637339.
  84. ^ Universidad de Yonsei (6 de enero de 2020). "Nuevas pruebas muestran que la suposición clave hecha en el descubrimiento de la energía oscura es errónea". Phys.org . Archivado desde el original el 13 de enero de 2020 . Consultado el 6 de enero de 2020 .
  85. ^ Kang, Yijung; et al. (2020). "Galaxias anfitrionas de tipo temprano de supernovas de tipo Ia. II. Evidencia de la evolución de la luminosidad en la cosmología de supernovas". La revista astrofísica . 889 (1): 8. arXiv : 1912.04903 . Código Bib : 2020ApJ...889....8K. doi : 10.3847/1538-4357/ab5afc . S2CID  209202868.
  86. ^ Dios, Chelsea (9 de enero de 2020). "¿Se ha desacreditado la energía oscura? Probablemente no". Espacio.com . Archivado desde el original el 2 de marzo de 2020 . Consultado el 14 de febrero de 2020 .
  87. ^ "Espera... ¡¿Finalmente encontramos la fuente de energía oscura ?!". MSN . Consultado el 4 de abril de 2023 .
  88. ^ Siegel, Ethan (17 de febrero de 2023). "Pregúntale a Ethan: ¿Pueden los agujeros negros realmente causar energía oscura?". Comienza con una explosión.
  89. ^ Rodríguez, Carl L. "No, los agujeros negros no son la fuente de energía oscura" . Consultado el 11 de septiembre de 2023 .
  90. ^ Ghodla, Sohan; Pascual, Richard; Briel, MM; Eldridge, JJ (20 de julio de 2023). "Implicaciones observacionales de los agujeros negros cosmológicamente acoplados". La revista abierta de astrofísica . 6 : 25. arXiv : 2306.08199 . Código Bib : 2023OJAp....6E..25G. doi :10.21105/astro.2306.08199. S2CID  259165172.
  91. ^ Véase Sami, M.; Myrzakulov, R. (2015). "Aceleración cósmica tardía: ABCD de la energía oscura y teorías modificadas de la gravedad". Revista Internacional de Física Moderna D. 25 (12): 1630031. arXiv : 1309.4188 . Código Bib : 2016IJMPD..2530031S. doi :10.1142/S0218271816300317. S2CID  119256879.para una revisión reciente
  92. ^ Joyce, Austin; Lombriser, Lucas; Schmidt, Fabián (2016). "Energía oscura versus gravedad modificada". Revisión anual de la ciencia nuclear y de partículas . 66 (1): 95. arXiv : 1601.06133 . Código Bib : 2016ARNPS..66...95J. doi : 10.1146/annurev-nucl-102115-044553 . S2CID  118468001.
  93. ^ Lombriser, Lucas; Lima, Nelson (2017). "Desafíos para la autoaceleración en gravedad modificada a partir de ondas gravitacionales y estructuras a gran escala". Letras de Física B. 765 : 382–385. arXiv : 1602.07670 . Código Bib : 2017PhLB..765..382L. doi :10.1016/j.physletb.2016.12.048. S2CID  118486016.
  94. ^ "La búsqueda para resolver el enigma de la teoría de Einstein puede terminar pronto". phys.org . 10 de febrero de 2017. Archivado desde el original el 28 de octubre de 2017 . Consultado el 29 de octubre de 2017 .
  95. ^ "Batalla teórica: energía oscura versus gravedad modificada". Ars Técnica . 25 de febrero de 2017. Archivado desde el original el 28 de octubre de 2017 . Consultado el 27 de octubre de 2017 .
  96. ^ Siegel, Ethan (2018). "Lo que los astrónomos desearían que todos supieran sobre la materia y la energía oscuras". Forbes (blog comienza con una explosión) . Archivado desde el original el 11 de abril de 2018 . Consultado el 11 de abril de 2018 .
  97. ^ Deur, Alexandre (2019). "Una explicación de la materia oscura y la energía oscura coherente con el modelo estándar de física de partículas y la relatividad general". EUR. Física. Diario. C . 79 (10): 883. arXiv : 1709.02481 . doi :10.1140/epjc/s10052-019-7393-0.
  98. ^ abcd Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan (1 de enero de 2008). "La energía oscura y el universo en aceleración". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 46 (1): 385–432. arXiv : 0803.0982 . Código Bib : 2008ARA&A..46..385F. doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. S2CID  15117520.
  99. ^ Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (marzo de 2008). "¿El fin de la cosmología?". Científico americano . 82 . Archivado desde el original el 19 de marzo de 2011 . Consultado el 6 de enero de 2011 .
  100. ^ ¿Se está expandiendo el universo más rápido que la velocidad de la luz? Archivado el 23 de noviembre de 2003 en Wayback Machine (ver los dos últimos párrafos)
  101. ^ ab Lineweaver, Charles; Davis, Tamara M. (2005). "Conceptos erróneos sobre el Big Bang" (PDF) . Científico americano . Archivado desde el original (PDF) el 19 de julio de 2011 . Consultado el 6 de noviembre de 2008 .
  102. ^ Loeb, Abraham (2002). "El futuro a largo plazo de la astronomía extragaláctica". Revisión física D. 65 (4): 047301. arXiv : astro-ph/0107568 . Código bibliográfico : 2002PhRvD..65d7301L. doi : 10.1103/PhysRevD.65.047301. S2CID  1791226.
  103. ^ Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (2007). "El regreso de un universo estático y el fin de la cosmología". Relatividad General y Gravitación . 39 (10): 1545-1550. arXiv : 0704.0221 . Código Bib : 2007GReGr..39.1545K. doi :10.1007/s10714-007-0472-9. S2CID  123442313.
  104. ^ Uso de partículas diminutas para responder preguntas gigantes Archivado el 6 de mayo de 2018 en Wayback Machine . Ciencia Viernes, 3 de abril de 2009. Según la transcripción Archivada el 6 de mayo de 2018 en Wayback Machine , Brian Greene hace el comentario "Y, de hecho, en un futuro lejano, todo lo que vemos ahora, excepto nuestra galaxia local y una región de galaxias, han desaparecido. El universo entero desaparecerá ante nuestros propios ojos, y es uno de mis argumentos para financiar la cosmología. Tenemos que hacerlo mientras tengamos una oportunidad".
  105. ^ Cómo funciona el universo 3 . vol. Fin del Universo. Canal de descubrimiento. 2014.
  106. ^ "'El universo cíclico puede explicar la constante cosmológica ". Científico nuevo . Consultado el 18 de septiembre de 2023 .
  107. ^ Steinhardt, PJ ; Turok, N. (25 de abril de 2002). "Un modelo cíclico del universo". Ciencia . 296 (5572): 1436-1439. arXiv : hep-th/0111030 . Código bibliográfico : 2002 Ciencia... 296.1436S. doi : 10.1126/ciencia.1070462. PMID  11976408. S2CID  1346107.
  108. ^ Merritt, David (2017). "Cosmología y convención". Estudios de Historia y Filosofía de la Ciencia Parte B: Estudios de Historia y Filosofía de la Física Moderna . 57 : 41–52. arXiv : 1703.02389 . Código Bib : 2017SHPMP..57...41M. doi :10.1016/j.shpsb.2016.12.002. S2CID  119401938.
  109. ^ Helbig, Phillip (2020). "Sonne und Mond, o el bueno, el malo y el feo: comentarios sobre el debate entre MOND y LambdaCDM". El Observatorio . 140 : 225–247. Código Bib : 2020Obs...140..225H.

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