Energia fosca: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Robot treu puntuació penjada després de referències |
m Robot elimina referències duplicades (error 81 de VP:CHVP) |
||
Línia 24:
== Descobriment de l'energia fosca ==
El 1998 les observacions de [[Supernova|supernoves]] de tipus 1a molt llunyanes, realitzades per part del [[Supernova Cosmology Project]] en el [[Laboratori nacional de Lawrence Berkeley]] i el [[High-Z Supernova Search Team|High-z Supernova Search Team]], van suggerir que l'expansió de l'[[Univers]] s'estava accelerant. Des de llavors, aquesta acceleració s'ha confirmat per diverses fonts independents: mesures de la [[radiació]] de fons de [[Forn microones|microones]], les lents gravitacionals, [[Nucleosíntesi de les supernoves|nucleosíntesi]] primigènia d'elements lleugers i l'estructura a gran escala de [[Univers|l'univers]], així com una millora en les mesures de les [[Supernova|supernoves]] han estat consistents amb el model Lambda-CDM.<ref name="Ref">{{Ref-web|títol=LAMBDA - WMAP Documents|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/current/map_bibliography.cfm|consulta=2020-04-30}}</ref>
Les [[Supernova|supernoves]] de tipus 1a proporcionen la principal prova directa de l'existència de l'energia fosca. Segons a la [[Constant de Hubble|llei de Hubble]], totes les [[Galàxia|galàxies]] llunyanes s'allunyen aparentment de la [[Via Làctia]], mostrant un desplaçament al vermell en l'espectre lluminós a causa de l'[[efecte Doppler]]. El mesurament del factor d'escala en el moment que la [[llum]] va ser emesa des d'un objecte és obtinguda fàcilment mesurant el corriment al vermell de l'objecte en recessió. Aquest desplaçament indica l'edat d'un objecte llunyà de forma proporcional, però no absoluta. Per exemple, estudiant [[Espectre|l'espectre]] d'un [[quàsar]] es pot saber si es va formar quan [[Univers|l'univers]] tenia un 20% o un 30% de l'edat actual, però no es pot saber l'edat absoluta de [[Univers|l'univers]]. Per a això cal mesurar amb precisió l'expansió cosmològica. El valor que representa aquesta expansió en l'actualitat s'anomena [[constant de Hubble]]. Per calcular aquesta constant s'utilitzen en cosmologia les candeles estàndard, que són determinats objectes astronòmics amb la mateixa magnitud absoluta, que és coneguda, de tal manera que és possible relacionar la brillantor observada o magnitud aparent, amb la distància. Sense les candeles estàndard, és impossible mesurar la relació corriment al vermell-distància de la [[Constant de Hubble|llei de Hubble]]. Les [[Supernova|supernoves]] tipus 1a són una d'aquestes candeles estàndard, per la seva gran magnitud absoluta, el que possibilita que es puguin observar fins i tot en les [[Galàxia|galàxies]] més llunyanes. El 1998 diverses observacions d'aquestes [[Supernova|supernoves]] en galàxies molt llunyanes (i, per tant, joves) van demostrar que la [[constant de Hubble]] no és tal, sinó que el seu valor varia amb el [[temps]]. Fins a aquest moment es pensava que l'expansió de l'univers s'estava frenant a causa de la [[Gravetat|força gravitatòria]]; però, es va descobrir que s'havia estat accelerant durant almenys els últims 6 mil milions d'anys, 11 per la qual cosa havia d'existir algun tipus de [[força]] que accelerés l'univers.
Línia 30:
La consistència en magnitud absoluta per [[Supernova|supernoves]] tipus 1a es veu afavorida pel model d'una estrella nana blanca vella que guanya [[massa]] d'una estrella companya i creix fins a arribar al [[límit de Chandrasekhar]] definit de manera precisa. Amb aquesta massa, la nana blanca és inestable davant fugides [[Fusió nuclear|termonuclears]] i explota com una [[supernova]] tipus 1a amb una lluentor característica. La brillantor observada de la [[supernova]] es pinta enfront del seu corriment al vermell i això s'utilitza per mesurar la història de l'expansió de [[Univers|l'univers]]. Aquestes observacions indiquen que l'expansió de [[Univers|l'univers]] no s'està desaccelerant, com seria d'esperar per a un [[univers]] dominat per [[matèria]], sinó més aviat accelerant. Aquestes observacions s'expliquen suposant que hi ha un nou tipus [[Energia|d'energia]] amb [[pressió]] negativa.<ref>{{Ref-web|títol=How Long Has The Universe Been Accelerating?|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2016/02/24/how-long-has-the-universe-been-accelerating/|consulta=2020-04-30|llengua=en|nom=Ethan|cognom=Siegel}}</ref>
L'existència de l'energia fosca, de totes maneres, és necessària per reconciliar la [[geometria]] mesura de l'espai amb la suma total de [[matèria]] en l'univers. Les mesures de la [[Radiació|radiació de fons]] de [[microones]] més recents, realitzades pel satèl·lit [[WMAP]], indiquen que l'univers està molt a prop de ser pla. Perquè la forma de l'univers sigui plana, la densitat de [[massa]] / [[energia]] de l'univers ha de ser igual a una certa densitat crítica. Posteriors observacions de la [[Radiació|radiació de fons]] de microones i de la proporció d'elements formats en el [[Big Bang]] han posat un límit a la quantitat de [[Barió|matèria bariònica]] i [[matèria fosca]] que pot existir en l'[[Univers]], que compta només el 30% de la densitat crítica. Això implica l'existència d'una forma [[Energia|d'energia]] addicional que compta el 70% de la [[massa]] [[energia]] restante.10 Aquests estudis indiquen que el 73% de la [[massa]] de l'Univers està format per l'energia fosca, un 23% és [[matèria fosca]] (matèria fosca freda i matèria fosca calenta) i un 4% [[Barió|matèria bariònica]]. La teoria de l'estructura a gran escala de [[Univers|l'univers]], que determina la formació d'estructures en l'univers ([[Estrella|estrelles]], [[Quàsar|quasars]], galàxies i [[Cúmul de galàxies|agrupacions galàctiques]]), també suggereix que la [[densitat]] de [[matèria]] en l'univers és només el 30% de la [[densitat crítica]].<ref
== Experiments dissenyats per a provar l'existència de l'energia fosca ==
| |||