Enerxía escuro

De Wikipedia
(Redirixío dende Enerxía escura)
Saltar a navegación Saltar a la gueta
Según estimaciones, resumíes nesti gráficu de la NASA, alredor del 70 % del conteníu enerxético del universu consiste en enerxía escuro, que la so presencia inferir nel so efeutu sobre la espansión del universu pero sobre que la so naturaleza última desconozse cuasi tou.
Evolución espacio-temporal del universu.

Plantía:Cosmoloxía

En cosmoloxía física, la enerxía escuro ye una forma d'enerxía[1] que taría presente en tol espaciu, produciendo una presión que tiende a acelerar la espansión del universu, resultando nuna fuercia gravitacional repulsiva.[2] Considerar la esistencia de la enerxía escuro ye la manera más frecuente d'esplicar les observaciones recién de que l'Universu paez tar n'espansión acelerada. Nel modelo estándar de la cosmoloxía, la enerxía escuro apurre cuasi trés cuartes partes de la masa-enerxía total del universu.

Temes rellacionaes cola enerxía escuro son la constante cosmolóxica, una enerxía de densidá constante qu'enllena l'espaciu en forma homoxénea,[3] la teoría cuántica de campos y la quintaesencia, como campos dinámicos que la so densidá d'enerxía puede variar nel tiempu y l'espaciu. Ello ye que les contribuciones de los campos esguilares que son constantes nel espaciu de normal tamién s'inclúin na constante cosmolóxica. Piénsase que la constante cosmolóxica aniciar na enerxía del vacíu. Los campos esguilares que camuden col espaciu son difíciles d'estremar d'una constante cosmolóxica porque los cambeos pueden ser desaxeradamente lentos.

Pa estremar ente dambes precisen midíes bien precises de la espansión del universu, pa ver si la velocidá d'espansión camuda col tiempu. La tasa d'espansión ta parametrizada pola ecuación d'estáu. La midida de la ecuación estáu de la enerxía escuro ye unu de los mayores retos d'investigación actual de la cosmoloxía física.

Añedir la constante cosmolóxica a la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduz al modelo Lambda-CDM, que se conoz como "modelo estándar" de cosmoloxía por cuenta de la so coincidencia precisa coles observaciones.

Nun se debe confundir la enerxía escuro cola materia escuro, yá que, anque dambes formen la mayor parte de la masa del universu, la materia escuro ye una forma de materia, ente que la enerxía escuro acomuñar a un campu qu'ocupa tol espaciu.

Información sopelexada apocayá basada nel trabayu realizáu pola nave espacial Planck sobre la distribución del universu, llogró una estimación más precisa d'esta en 68,3 % d'enerxía escuro, un 26,8 % de materia escuro y un 4,9 % de materia ordinario.[4]

Historia[editar | editar la fonte]

La constante cosmolóxica foi propuesta per primer vegada por Albert Einstein como un mediu pa llograr una solución estable de la ecuación del campu de Einstein que llevaría a un universu estáticu, utilizándola pa compensar la gravedá. El mecanismu non solo foi un exemplu pocu elegante de "axuste finu", pos llueu se demostró que l'universu estáticu de Einstein sería inestable porque les heteroxeneidaes locales finalmente conduciríen a la espansión ensin control o a la contraición del universu. L'equilibriu ye inestable: si l'universu espándese llixeramente, entós la espansión llibera la enerxía del vacíu, que causa inda más espansión. De la mesma manera, un universu que se contraer llixeramente va siguise contrayendo.

Estos tipos de perturbaciones son inevitables, por cuenta de la distribución irregular de materia nel universu. Les observaciones realizaes por Edwin Hubble demostraron que l'universu ta espandiéndose y que nun ye estáticu n'absolutu. Einstein referir al so fallu pa predicir un universu dinámicu, en contraste a un universu estáticu, como "el so gran error". Dempués d'esta declaración, la constante cosmolóxica foi ignorada mientres enforma tiempu como un interés históricu.

Alan Guth propunxo nos años 1970 qu'un campu de presión negativa, similar en conceutu a la enerxía escuro, podría conducir a la inflación cósmica nel universu preprimigenio. La inflación postula que delles fuercies repulsivas, cualitativamente similares a la enerxía escuro, dan como resultáu una enorme y esponencial espansión del universu pocu dempués del Big Bang. Tal espansión ye una carauterística esencial de munchos modelos actuales del Big Bang. Sicasí, la inflación tien qu'asoceder a una enerxía muncho más alta que la enerxía escuro que reparamos güei y piénsase que terminó dafechu cuando l'universu solo tenía una fracción de segundu. Nun ta claru qué rellación (si hai dalguna), esiste ente la enerxía escuro y l'inflación. Inclusive dempués de que los modelos inflacionarios fueren aceptaos, la constante cosmolóxica piénsase que ye irrelevante nel universu actual.

El términu "enerxía escuro" foi acuñáu por Michael Turner en 1998.[5] Nesi tiempu, el problema de la masa perdío de la nucleosíntesis primordial y la estructura del universu a gran escala foi establecida y dellos cosmólogos empezaren a teorizar qu'había un componente adicional nel nuesu universu. La primer prueba direuta de la enerxía escuro provieno de les observaciones de l'aceleración de la velocidá d'espansión del universu por aciu l'estudiu de supernoves tipu Ia por Adam Riess et al.[6] y confirmada dempués en Saul Perlmutter et a el.[7] Esto dio como resultáu'l modelo Lambda-CDM, qu'hasta 2006 yera consistente con una serie d'observaciones cosmolóxiques rigorosamente crecientes, les postreres de 2005 de la Supernova Legacy Survey. Les primeres resultaos de la SNLS revelaron que'l comportamientu mediu de la enerxía escuro pórtase como la constante cosmolóxica de Einstein con una precisión del 10 %.[8] Les resultaos del Hubble Space Telescope Higher-Z Team indiquen que la enerxía escuro tuvo presente mientres siquier 9000 millones d'años y mientres el periodu precedente a l'aceleración cósmica.

Descubrimientu de la enerxía escuro[editar | editar la fonte]

En 1998 les observaciones de supernoves de tipu 1a bien alloñaes, realizaes per parte del Supernova Cosmology Project nel Llaboratoriu Nacional Lawrence Berkeley y el High-z Supernova Search Team, suxurieron que la espansión del Universu taba acelerándose.[7][6] De magar, esta aceleración confirmóse por delles fontes independientes: midíes de la radiación de fondu de microondes, les lentes gravitacionales, nucleosíntesis primixenia d'elementos llixeros y la estructura a gran escala del universu, según una meyora nes midíes de les supernoves fueron consistentes col modelo Lambda-CDM.[9]

Les supernoves de tipu 1a apurren la principal prueba direuta de la esistencia de la enerxía escuro. Según a la llei de Hubble, toles galaxes alloñaes allóñense aparentemente de la Vía Láctea, amosando un desplazamientu en candia nel espectru lluminosu debíu al efeutu Doppler. La midida del factor d'escala nel momentu que la lluz foi emitida dende un oxetu ye llograda fácilmente midiendo'l fana en candia del oxetu en recesión. Esti desplazamientu indica la edá d'un oxetu alloñáu de forma proporcional, pero non absoluta. Por casu, estudiando l'espectru d'un quasar puede sabese si formóse cuando l'universu tenía un 20 % o un 30 % de la edá actual, pero non puede sabese la edá absoluta del universu. Pa ello ye necesariu midir con precisión la espansión cosmolóxica. El valor que representa esta espansión na actualidá denominar constante de Hubble. Pa calcular esta constante utilizar en cosmoloxía les candeles estándar, que son determinaos oxetos astronómicos cola mesma magnitú absoluta, que ye conocida, de tal manera que ye posible rellacionar el rellumu reparáu, o magnitú aparente, cola distancia. Ensin les candeles estándar, ye imposible midir la rellación fana en candia-alloña de la llei de Hubble. Les supernoves tipu 1a son una d'eses candeles estándar, por cuenta de la so gran magnitú absoluta, lo que fai posible que puedan reparase inclusive nes galaxes más alloñaes. En 1998 delles observaciones d'estes supernoves en galaxes bien alloñaes (y, poro, nueves) demostraron que la constante de Hubble nun ye tal, sinón qu'el so valor varia col tiempu. Hasta esi momentu pensábase que la espansión del universu taba frenándose por cuenta de la fuercia gravitatorio; sicasí, afayóse que se taba acelerando, polo que tenía d'esistir dalgún tipu de fuercia qu'acelerara l'universu.

La consistencia en magnitú absoluta pa supernoves tipu 1a vese favorecida pol modelu d'una estrella nana blanca vieya que gana masa d'una estrella compañera y crez hasta algamar el llende de Chandrasekhar definíu de manera precisa. Con esta masa, la nana blanca ye inestable ante fugues termonucleares y esplota como una supernova tipu 1a con un rellumu carauterísticu. El rellumu reparáu de la supernova píntase frente a la so fana en candia y esto utilízase pa midir la hestoria de la espansión del universu. Estes observaciones indiquen que la espansión del universu nun se ta desacelerando, como sería d'esperar pa un universu apoderáu por materia, sinón más bien acelerándose. Estes observaciones esplíquense suponiendo qu'esiste un nuevu tipu d'enerxía con presión negativa.

La esistencia de la enerxía escuro, comoquier, ye necesaria pa reconciliar la xeometría midida del espaciu cola suma total de materia nel universu. Les midíes de la radiación de fondu de microondes más recién, realizaes pol satélite WMAP, indiquen que l'universu ta mui cerca de ser planu. Por que la forma del universu seya plana, la densidá de masa/enerxía del universu tien que ser igual a una cierta densidá crítica. Posteriores observaciones de la radiación de fondu de microondes y de la proporción d'elementos formaos nel Big Bang (Gran esplosión) punxeron una llende a la cantidá de materia bariónica y materia escuro que puede esistir nel universu, que cunta solo'l 30 % de la densidá crítica. Esto implica la esistencia d'una forma d'enerxía adicional que cunta'l 70 % de la masa enerxía restante.[9] Estos estudios indiquen qu'el 73 % de la masa del Universu ta formáu pola enerxía escuro, un 23 % ye materia escuro (materia escuro fría y materia escuro caliente) y un 4 % materia bariónica. La teoría de la estructura a gran escala del universu, que determina la formación d'estructures nel universu (estrelles, quasars, galaxes y agrupaciones galáctiques), tamién suxure que la densidá de materia nel universu ye solo'l 30 % de la densidá crítica.

Esperimentos diseñaos pa probar la esistencia de la enerxía escuro[editar | editar la fonte]

El más conocíu ye'l Sistema de Detección Integráu Sachs-Wolfe, escurríu en 1996 por dos investigadores canadienses y utilizáu per primer vegada en 2003; propunxeron buscar estos pequeños cambeos na enerxía de la lluz comparando la temperatura de la radiación con mapes de galaxes nel universu local. De nun esistir la enerxía escuro, nun habría correspondencia ente los dos mapes (el de fondu de microondes cósmicu distante y el de la distribución de galaxes relativamente cercanu). Si esta esistiera, sicasí, podría reparase un interesáu fenómenu: los fotones del fondu cósmicu de microondes ganaríen enerxía —en cuenta de perdela— al pasar cerca de grandes mases. L'esperimentu ameyoró les sos resultaos gracies al equipu de Tommaso Giannantonio, quien probó la so esistencia con una certidume daqué mayor a cuatro sigmas.[10]

Naturaleza de la enerxía escuro[editar | editar la fonte]

La esistencia de la enerxía escuro foi inferida a partir de midíes bien precises del ritmu d'espansión del universu, con técniques similares a les usaes pa xenerar esta imaxe del WMAP pa esaminar la anisotropía de la temperatura del CMB.

La naturaleza esacta de la enerxía escuro ye materia d'alderique. Sábese que ye bien homoxénea, non bien trupa, pero nun se conoz la so interacción con nenguna de les fuercies fundamentales más que cola gravedá. Como nun ye bien trupa, unos 10−29 g/cm³, ye difícil realizar esperimentos pa detectala. La enerxía escuro tien una gran influencia nel universu, pos ye'l 70 % de tola enerxía y por cuenta de que ocupa uniformemente l'espaciu interestelar. Los dos modelos principales son la quintaesencia y la constante cosmolóxica.

Presión negativa[editar | editar la fonte]

La enerxía escuro causa la espansión del universu pos exerz una presión negativa. Una sustanza tien una presión positiva cuando emburria la paré del recipiente que lu contién; este ye'l casu de los fluyíos ordinarios (líquidos y gases de materia ordinario). Una presión negativa tien l'efeutu contrariu, y un recipiente llenu d'una sustanza de presión negativa provocaría una presión escontra dientro del contenedor. Acordies con la relatividá xeneral, la presión d'una sustanza contribúi a la so atracción gravitacional sobre otres coses igual que fai la so masa, acordies con la ecuación de campu de Einstein:


Si la sustanza ye de presión negativa entós el so efeutu ye una repulsión gravitacional. Si l'efeutu gravitacional repulsivo de la presión negativa de la enerxía escuro ye mayor que l'atracción gravitacional causada pola mesma enerxía, resulta una espansión del tipu que se reparó. Por esa razón, postulóse que la espansión acelerada reparada podría ser l'efeutu de presión negativa d'una sustanza exótica conocida como enerxía escuro. Otra posibilidá pa esplicar la espansión ye postular una ecuación de campu con constante cosmolóxica positiva:


Onde agora'l tensor sería la parte acomuñada a materia con presión positiva. Pa resolver la contradicción de que l'emburrie cause atracción o la contraición cause repulsión considérase que:

  • L'emburrie de la presión positiva y l'emburrie de la presión negativa son fuercies non gravitacionales que solamente mueven sustances en redol al so espaciu interior ensin camudar l'espaciu en sí.
  • Sicasí, l'atracción gravitacional (o repulsión) que causen opera sobre'l mesmu espaciu, menguando (o amontando) la cantidá d'espaciu ente les coses. Esto ye lo que determina'l tamañu del universu.
  • Nun hai necesidá de qu'estos dos efeutos actúen na mesma direición. Ello ye que actúen en direiciones opuestes.

Constante cosmolóxica[editar | editar la fonte]

La esplicación más simple pa la enerxía escuro ye qu'a cencielles ye'l "costu de tener espaciu"; esto ye, un volume d'espaciu tien dalguna enerxía fundamental intrínseca. Esto ye la constante cosmolóxica, delles vegaes llamada Lambda (d'ende'l modelo Lambda-CDM) pola lletra griega , el símbolu utilizáu matemáticamente pa representar esta cantidá. Como la enerxía y la masa tán rellacionaes pola ecuación , la teoría de la relatividá xeneral prediz que va tener un efeutu gravitacional. Delles vegaes ye llamada enerxía del vacíu porque la so densidá d'enerxía ye la mesma que la del vacíu. Ello ye que munches teoríes de la física de partícules predicen fluctuaciones del vacíu que daríen al vaciu esactamente esti tipu d'enerxía. Los cosmólogos envaloren que la constante cosmolóxica ye del orde de 10−29g/cm³ o unos 10−120 en unidaes de Planck.

La constante cosmolóxica tien una presión negativa igual a la so densidá d'enerxía, y asina causa que la espansión del Universu acelérese. La razón pola que la constante cosmolóxica tien una presión negativa puede llograse a partir de la termodinámica clásica. La enerxía tien que perdese dende dientro d'un contenedor que s'ocupe del contenedor. Un cambéu nel volume precisa'l mesmu trabayo que pa un cambéu d'enerxía , onde ye la presión. Pero la suma d'enerxía nuna caxa d'enerxía de vacíu realmente amóntese cuando'l volume crez ( ye positivu), porque la enerxía ye igual a , onde (rho) ye la densidá d'enerxía de la constante cosmolóxica. Por tanto, ye negativa y, ello ye que , significando que la ecuación d'estáu tien la forma: , ensin variación temporal.

Un gran problema pindiu ye que munches teoríes cuántiques de campos predicen una gran constante cosmolóxica a partir de la enerxía del vacíu cuánticu, superior a 120 órdenes de magnitú. Esto cuasi se precisaría atayar, pero non esactamente, por un términu igualmente grande de signu opuestu. Delles teoríes supersimétricas precisen una constante cosmolóxica que seya esactamente cero, lo que nun ayudar. El consensu científicu actual cuenta cola extrapolación de pruebes empíriques onde son relevantes les predicciones y l'axuste finu de les teoríes hasta que s'atope una solución más elegante. Técnicamente, esto suma a les teoríes de comprobación contra observaciones macroscópicas. Lamentablemente, como'l marxe d'error conocíu na constante prediz el destín final del universu más qu'el so estáu actual, inda siguen ensin conocese munches entrugues "más fondes".

Otru problema apaez cola inclusión de la constante cosmolóxica nel modelu estándar que ye l'apaición de soluciones con rexones de discontinuidaes (vease clasificación de discontinuidaes pa ver tres ejemplos) con una baxa densidá de materia.[11] La discontinuidá tamién afecta al signu pasáu de la enerxía del vacíu, camudando l'actual presión negativa a presión curiosa, de la mesma forma que se mira escontra tras, escontra l'universu primixeniu. Esti afayu tendría de ser consideráu como un defectu del modelu estándar, pero solu cuando s'inclúi un términu de vacíu.

A pesar de los sos problemes, la constante cosmolóxica ye en munchos aspeutos la solución más económica al problema de l'aceleración de la espansión del universu. Un númberu esplica satisfactoriamente un ensame d'observaciones. Asina, el modelu estándar actual de cosmoloxía, el modelu Lambda-CDM, inclúi la constante cosmolóxica como una carauterística esencial.

Quintaesencia[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Quintaesencia

La enerxía escuro puede convertise en materia escuro cuando ye cutida por partícules bariónicas, conduciendo asina a escitaciones como de partícules en dalgún tipu de campu dinámicu, conocíu como quintaesencia. La quintaesencia difier de la constante cosmolóxica en que puede variar nel espaciu y nel tiempu. Por que nun s'arrexunten y fórmense estructures como materia, tien que ser bien llixeru de tal manera que tenga una gran llargor d'onda Compton.

Nun s'atopó inda nenguna prueba de la quintaesencia, pero tampoco foi refugada. Xeneralmente prediz una aceleración llixeramente más lenta de la espansión del Universu que la constante cosmolóxica. Dellos científicos piensen que la meyor prueba de la quintaesencia vendría partir de violaciones del principiu d'equivalencia y la variación de les constantes fundamentales de Einstein nel espaciu o nel tiempu. Los campos esguilares son predichos pol modelu estándar y la teoría de cuerdes, pero un problema análogu al problema de la constante cosmolóxica (o'l problema de construyir modelos d'inflación cósmica) asocede: la teoría de la renormalización prediz que los campos esguilares tendríen d'adquirir grandes mases.

El problema de la coincidencia cósmica preguntar por qué l'aceleración cósmica empezó cuando lo fixo. Si l'aceleración cósmica empezó antes nel Universu, les estructures como galaxes nunca tendríen tiempu de formase y permanecer, siquier como les conoz; nunca tendríen una oportunidá d'esistir. Sicasí, munchos modelos de quintaesencia tienen un llamáu "comportamientu rastreador", que soluciona esti problema. Nestos modelos, el campu de la quintaesencia tien una densidá que sigue la pista de cerca (pero ye menor que) la densidá de radiación hasta la igualdá materia-radiación, que dispara la quintaesencia empiece a portase como enerxía escuro, finalmente apoderando l'universu. Esto naturalmente establez una baxa escala d'enerxía de la enerxía escuro.

Dellos casos especiales de quintaesencia son la energía fantasma con . , en que la densidá d'enerxía de la quintaesencia realmente amóntase col tiempu y l'esencia-k (acrónimu de quintaesencia cinética) que tien una forma non convencional d'enerxía cinética. Pueden tener propiedaes inusuales: la enerxía pantasma, por casu, puede causar un Big Rip.

La nueva quintaesencia ye una forma novedosa d'enerxía inherente nel espaciu vacíu, que ta basada na constante de Planck. La suma fundamental d'enerxía contenida nel espaciu-tiempu, ye representada pola ecuación , onde h ye la constante de Planck y n ye'l númberu de quintesencias conteníu nun volume d'espaciu dáu, por unidá de tiempu (segundos).[12]

Idees alternatives[editar | editar la fonte]

Dellos teóricos piensen que la enerxía escuro y l'aceleración cósmica son un fallu de la relatividá xeneral n'escales bien grandes, mayores que los supercúmulos. Ye una terrible extrapolación pensar que la llei de la gravedá, que funciona tan bien nel sistema solar, tendría de trabayar ensin corrección a escala universal. Realizáronse munchos intentos de modificar la relatividá xeneral; sicasí, resultaron ser equivalentes a les teoríes de la quintaesencia o inconsistentes coles observaciones.

Les idees alternatives a la enerxía escuro vinieron dende la teoría de cuerdes, la cosmoloxía brana y el principiu holográficu, pero nun fueron probaes inda tan convincentemente como la quintaesencia y la constante cosmolóxica.

Sicasí, otres proposiciones "radicalmente conservadores" intenten esplicar los datos observacionales por aciu un usu más refináu de les teoríes establecíes más qu'al traviés de la introducción de la enerxía escuro, centrándose, por casu, nos efeutos gravitacionales d'heteroxeneidaes de la densidá (asumíes como insignificantes nel aproximamientu estándar de la métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y confirmada como insignificante polos estudios de les anisotropías del fondu cósmicu de microondes y les estadístiques de la estructura a gran escala del Universu) o nes consecuencies de la rotura de la simetría electrodébil nel Universu primixeniu.[13]

Con comprendoria, la enerxía escuro puede deducise d'observaciones a la constelación de Virgo col telescopiu ANEXU I (cola so sensibilidá de 10-21), por aciu la non detección d'ondes gravitatories, que puede interpretase como un indicador de que la rixidez d'un continuu espaciu-tiempu CR pseudo-Riemanniano nun ye insignificante, más que'l camientu de que les ondes gravitatories arrobinar a llarga distancia. Estadísticamente ANEXU I paez tener un volume abondo grande y tamañu de muestreo pa la inclusión d'oxetos compactos en sistemes binarios n'órbites estreches siquier, inclusive si nun se prinden dellos eventos de fusión. Sicasí, inclusive les fusiones binaries de BHs,que xeneren ondes gravitatories puede aparrar rápido. Asina, la resistencia a la deformación (stress normal: estensión y compresión ya inclusive cualquier esfuerciu cortante) pue que nun seya insignificante. Tal rixidez (resistencia a deformaciones/aburuyes) pue ser considerada como una inercia de múltiples CR. Esto ye, ondes gravitatories que tienen enerxía ensin alcontrar, pero tal enerxía ye acomuñada con múltiples deformaciones. Poro, la enerxía de tales ondes gravitatories pue ser considerada como un intentu de superar la resistencia a la deformación (rixidez) de múltiples CR. Asina, tal inercia paecería representar una contribución al stress del tensor pel momento d'enerxía y la so representación matricial nun contribuyiría significativamente a tola combadura. Asina, si les ondes gravitatories nun son detectaes, entós ANEXU I puede realmente tar esquizando un cálculu cualitativu (non les llendes) pa la rixidez de múltiples CR. Asina, múltiples CR pueden ser abondo robustos pa la perturbación. Cualesquier robustez paecería consistente ensin producir rotures cercanes y pa una escala de Planck Cp tamién consistente con nenguna cuantificación de múltiples CR. Entós, va ser menos probable tener fugues d'ondes gravitatories arrobinándose fuera de múltiples CR a otra dimensión, p.ej., brana. Tamién, cualquier rixidez significante de múltiples CR sería menos consistente coles deformaciones acomuñaes coles supercuerdas. Y si el conceutu de la inercia múltiple ye descriptivu, entós cualquier considerancia recién de nueves aceleraciones (p.ej. resultantes d'una tensión o elasticidá múltiple) de dellos CR paecería menos probable. Tamién la enerxía acomuñada cola resistencia a la deformación múltiple puede representar una porción significante d'enerxía necesaria p'averar la monotonía. Esto ye, más qu'una busca de la llamada enerxía escuro, seique una contribución adicional significativa ye en forma d'enerxía de múltiples CR, tal rixidez de múltiples CR contribuyendo al stress del tensor pel momento d'enerxía y por tantu a la combadura. Asina seique, ANEXU I yá fixo un gran descubrimientu, la inercia de múltiples CR. Asina, dellos CR paecen tener una rixidez significativa y por tantu contribuya a una suma significante d'enerxía y asina contribúi significantemente a la combadura (vease[14][15][16] en INFN/Torino pa una llista de trabayos recién viviegamente caltenida nesti campu d'evolución rápida).

La enerxía escuro y el destín del universu[editar | editar la fonte]

La consecuencia más direuta de la esistencia de la enerxía escuro y l'aceleración del universu ye qu'ésti ye más antiguu de lo que se creía. Si calcula la edá del universu con base nos datos actuales de la constante de Hubble (71±4 (km/s)/Mp), llógrase una edá de 10 000 millones d'años, menor que la edá de les estrelles más vieyes que ye posible reparar nos cúmulos globulares, lo que crea una paradoxa insalvable. Los cosmólogos envaloren que l'aceleración empezó fai unos 9000 millones d'años. Antes d'eso, pensábase que la espansión taba ralentizándose, por cuenta de la influencia curiosa de la materia escuro y los bariones. La densidá de materia escuro nun universu n'espansión sume más rápido que la enerxía escuro y finalmente apodera la enerxía escuro. Específicamente, cuando'l volume del universu dóblase, la densidá de materia escuro estremar a la metá pero la densidá d'enerxía escuro cuasi permanez ensin cambeos (esactamente ye constante nel casu d'una constante cosmolóxica). Teniendo en cuenta la enerxía escuro, la edá del universu ye d'unos 13 700 millones d'años (acordies colos datos del satélite WMAP en 2003), lo que resuelve la paradoxa de la edá de les estrelles más antigües.

Si l'aceleración sigue indefinidamente, la resultancia final va ser que les galaxes esteriores al Supercúmulo de Virgo van movese más allá del horizonte de sucesos: nun volverán ser visibles, porque'l so velocidá radial va ser mayor que la velocidá de la lluz. Esta nun ye una violación de la relatividá especial y l'efeutu nun puede utilizase pa unviar una señal ente ellos. Realmente nun hai nenguna manera de definir la "velocidá relativa" nun espaciu-tiempu curvado. La velocidá relativa y la velocidá namái pueden ser definíes con significáu plenu nun espaciu-tiempu planu o en rexones abondo pequeñes (infinitesimales) d'espaciu-tiempu curvado. De la mesma, previen cualquier comunicación ente ellos y l'oxetu pase ensin contautar. La Tierra, la Vía Láctea y el Supercúmulo de Virgo, sicasí, permanecería virtualmente ensin perturbaciones mientres el restu del universu recula. Nesti escenariu, el supercúmulo local finalmente sufriría la muerte caliente, xusto como se pensaba pa un universu plano y apoderao pola materia, antes de les midíes de l'aceleración cósmica.

El fondu de microondes indica que la xeometría del universu ye plana, esto ye, l'universu tien la masa xusto por que la espansión siga indeterminadamente. Si l'universu, en cuenta de planu fuera zarráu, significaría que l'atracción gravitatoria de la masa que forma l'universu ye mayor que la espansión del universu, polo qu'ésti se volvería a contraer (Big Crunch). Sicasí, al estudiar la masa del universu detectóse bien llueu que faltaba materia por que el universu fora planu. Esta "materia perdío" denominóse materia escuro. Col descubrimientu de la enerxía escuro güei sábese que'l destín del universu yá nun depende de la xeometría del mesmu, esto ye, de la cantidá de masa qu'hai nél. Nun principiu la espansión del universu frenóse por cuenta de la gravedá, pero fai unos 4000 millones d'años la enerxía escuro devasó al efeuto de la fuercia gravitatorio de la materia y empezó l'aceleración de la espansión.

El futuru últimu del universu depende de la naturaleza esacta de la enerxía escuro. Si esta ye una constante cosmolóxica, el futuru del universu va ser bien paecíu al d'un universu planu. Sicasí, en dellos modelos de quintaesencia, denominaos energía fantasma, la densidá de la enerxía escuro aumenta col tiempu, provocando una aceleración esponencial. En dellos modelos estremos l'aceleración sería tan rápida que superaría les fuercies d'atracción nucleares y destruyiría l'universu nunos 20 000 millones d'años, nel llamáu Gran Esgarriu (Big Rip).

Hai delles idees bien especulatives sobre'l futuru del universu. Una suxure que la enerxía pantasma causa una espansión diverxente, qu'implicaría que la fuercia efeutivo de la enerxía escuro sigui creciendo hasta qu'apodere al restu de les fuercies del universu. So esti escenariu, la enerxía escuro finalmente estrozaría toles estructures gravitacionalmente acutaes, incluyendo galaxes y sistemes solares y finalmente superaría a les fuercies llétrico y nuclear pa estrozar a los mesmos átomos, terminando l'universu nun Big Rip. Per otru llau, la enerxía escuro puede estenase col tiempu o inclusive aportar a curiosa. Tales incertidumes abren la posibilidá de que la gravedá inda pueda conducir al universu que se contraer a sigo mesmu nun "Big Crunch". Dellos escenarios, como'l modelu cíclicu, suxuren qu'esti podía ser el casu. Ente que estes idees nun tán soportaes poles observaciones, nun pueden ser escluyíes. Les midíes d'aceleración son cruciales pa determinar el destín final del universu na teoría del Big Bang.

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. Altarelli, Guido (2008). Elementary Particles (n'inglés). Springer, 9-6. ISBN 9783540742029.
  2. P. J. Y. Peebles y Bharat Ratra (2003). «The Cosmological Constant and Dark Energy [La constante cosmolóxica y l'enerxía escura]». Reviews of Modern Physics 75. http://www.arxiv.org/abs/astru-ph/0207347. 
  3. Sean Carroll (2001). «The Cosmological Constant [La constante cosmolóxica]». Living Reviews in Relativity 4. Archivado del original el 13 d'ochobre de 2006. https://web.archive.org/web/20061013042057/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html. Consultáu 'l 28 de setiembre de 2006. 
  4. «Big Bang's afterglow shows universe is 80 million years older than scientists first thought». Washington Post. Consultáu'l 22 de marzu de 2013. (enllaz rotu disponible n'Internet Archive; ver l'historial y la última versión).
  5. La primer mención del términu "enerxía escura" ta nel artículu con otros cosmólogos y estudiantes de Turner del momentu, Draguen Huterer, "Prospeutos pa Probar la Enerxía escura al traviés de Midíes de Distancia a Supernovas", que foi xubíu a ArXiv.org n'agostu de 1998 y publicáu en Physical Review D en 1999 (Huterer y Turner, Phys. Rev. D 60, 081301 (1999)).
  6. 6,0 6,1 Adam Riess y otres (Supernova Search Team) (1998). «Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant [Prueba observacional de les supernoves pa un Universu en acelaración y una constante cosmolóxica]». Astronomical J. 116. http://www.arxiv.org/abs/astru-ph/9805201. 
  7. 7,0 7,1 Saul Perlmutter y otros (El Supernova Cosmology Project) (1999). «Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae [Midíes d'Omega y Lambda de 42 supernoves de gran fana en candia]». Astrophysical J. 517. http://www.arxiv.org/abs/astru-ph/9812133. 
  8. Pierre Astier et al. (Supernova Legacy Survey). «The Supernova legacy survey: Measurement of omega(m), omega(lambda) and W from the first year data set». Astronomy and Astrophysics 447. http://www.arxiv.org/abs/astru-ph/0510447. 
  9. 9,0 9,1 D. N. Spergel y otros (collaboración WMAP) (marzu de 2006). «[Tres años de resultaos del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): implicaciones pa la cosmoloxía]». Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology. http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/current/map_bibliography.cfm. 
  10. Tommaso Giannantonio (LMU Munich & EXC), Robert Crittenden, Robert Nichol, Ashley J. Ross (ICG Portsmouth), "The significance of the integrated Sachs-Wolfe effect revisited", en Cosmology and Extragalactic Astrophysics, 10 de sept. de 2012, http://arxiv.org/abs/1209.2125
  11. A.M. Öztas y M.L. Smith. «Elliptical Solutions to the Standard Cosmology Model with Realistic Values of Matter Density [Soluciones elíptiques al Modelu Estándar de Cosmoloxía con valores realistes de densidá de materia]». International Journal of Theoretical Physics 45. 
  12. Una Crónica de Física Moderna, Llibru III. Universal-publishers.com (2006)
  13. La inflación primordial esplica por qué l'Universu ta acelerando anguaño por Kolb, Matarrese, Notari y Riotto, que ye aldericada por [1], [2] y [3]
  14. http://www.tmmalm.info
  15. Fenomenoloxía - Modelos alternativos
  16. Teoría - Modelos alternativos

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]




Energía oscura