Energia fosca: diferència entre les revisions

{{Cosmologia}}En [[cosmologia]], l''''energia fosca''' es refereix aés una forma hipotètica d'[[energia]] que permea tot l'espai i que produeix una pressió negativa, resultantque enorigina una força [[gravitació|gravitacional]] repulsiva. L'existència de l'energia fosca esés una hipòtesi postulada per explicar l'observada expansió accelerada de l'univers, així com per explicar la major part de la seva [[massa]]. El terme «energia fosca» fou encunyat pel cosmòleg [[Michael Turner]].

Dues possibles formes de l'energia fosca són la [[constant cosmològica]], una densitat d'energia contant que omple l'espai de forma homogèmiahomogènia, i l'anomenada [[quintessènciaquinta essència (cosmologia)|quintessènciaquinta essència]], un [[camp (física)|camp]] dinàmic la densitat d'energia del qual pot variar en el temps i l'espai. Per distingir entrel'una ambduesde l'altra es necessiten mesuraments molt precisos de l'[[expansió de l'univers]], per veure si la velocitat d'expansió canvia amb el temps. Aquestes mesures són un tema ds'investigacióinvestiguen actualactualment.

El [[1998]] es va descobrir, mitjançant observacions de [[supernova|supernoves]] dedel tipus Ia molt llunyanes, que l'expansió de l'univers s'estava accelerant. Des de llavors, aquesta acceleració s'ha confirmat mitjançant l'estudi del fons còsmic de [[microones]], de [[lent gravitatòria|lents gravitatòries]] i de la [[nucleosíntesi]] primigènia d'elements lleugers.

Les supernoves dedel tipus Ia proporcionen l'evidència directa més important de l'existència de l'energia fosca. A causa de l'expansió de l'univers, totes les [[galàxia|galàxies]] llunyanes s'allunyen aparentment de nosaltres, mostrant un [[desplaçament cap al roig]] en l'espectre lluminós a causa de l'[[efecte Doppler]]. Aquest desplaçament ens indica l'edat d'un objecte llunyà de forma proporcional, però no absoluta. Per exemple, estudiant l'espectre d'un [[quàsar]] podem saber si es va formar quan l'univers tenia un 20% o un 30% de l'edat actual, però no podem saber l'edat absoluta de 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 a calcular aquesta constant s'utilitzen indicadors o «fars» estàndard, determinats objectes astronòmics amb una relació entre distància i [[magnitud absoluta]] coneguda i ben determinada. Les supernoves del tipus Ia són uns d'aquestes fars estàndard, a causa de la seva gran magnitud absoluta, elcosa que possibilita que es puguin observar fins i tot en les galàxies més llunyanes. EnEl 1998 diverses observacions d'aquestes 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 pensavacreia que l'expansió de l'Univers s'estava frenant a causa de la força gravitatòria,; no obstant això, es va descobrir que s'estava accelerant, pelper la qual cosa hom va deduir que havia d'existir algun tipus de força que provoqués aquesta acceleració.

Posteriors observacions del fons còsmic de microones i de la proporció d'elements formats en el [[Big Bang]] han posat un límit a la quantitat de matèria bariònica i matèria fosca que pot existir en l'univers. Aquests estudis indiquen que el 73% de la massa de l'univers està formatformada per l'energia fosca, un 23% és [[matèria fosca]] (freda i calenta) i un 4% [[barió|matèria bariònica]] (la matèria comuna de la nostra experiència).

{{Problema|física|Per què l'expansió de l'[[univers]] s'està accelerant? Són correctes les observacions que impliquen aquest fet? N'és responsable l'[[energia fosca]]?}}La naturalesa exacta d'aquesta energia fosca és motiuencara tema de discussió. Se sap que és molt homogènia, no gaire densa i que no interacciona amb gaire intensitat amb qualsevol de les [[forces fonamentals]], excepte amb la [[gravetat]]. Com que la [[densitat d'energia]] és baixa (aproximadament 10⁻²⁹ g/cm³) és difícil d'imaginar experiments prou sensibles com per detectar-la. L'energia fosca només pot tenir efecte sobre l'univers perquè estàés present arreu. Els dos models més importants de matèria fosca (però no els únics) són la [[constant cosmològica]] i la quintessència[[quinta essència (cosmologia)|quinta essència]].

L'explicació més simple per a l'energia fosca és que representi el «cost de tenir espai», és a dir, que un volum determinat d'espai posseeix una quantitat d'energia intrínseca i fonamenta. Això és la [[constant cosmològica]], a vegades anomenada Lambda, aja partir del símbol matemàtic usatque per representar-la, las'empra com a símbol aquesta lletra grega (Λ). La teoria de la [[relativitat general]] implica que aquesta energia hauria de tenir un efecte gravitatori i per això a vegades se l'anomena «energia del buit», perquè és la densitat d'energia en l'espai buit. De fet, la majoria de teories en física de partícules prediuen fluctuacions del buit que donarien al buit exactament aquest tipus d'energia. S'estima que la constant cosmològica hauria de ser de l'ordre de10⁻²⁹ g/cm³, o aproximadament 10⁻¹²⁰ en [[unitats de Planck]] reduïdes.

La constant cosmològica implica una pressió negativa igual a la seva densitat d'energia i, per tant, provoca l'acceleració de l'expansió de l'univers (''vegeu l'[[equació d'estat (cosmologia)]]''). La raó d'aquesta pressió negativa es pot veure a partir de la [[termodinàmica]] clàssica. El [[treball (física)|treball]] realitzat per un canvi de volum ''dV'' és igual a −''p dV'', on ''p'' és la pressió; però la quantitat d'energia en un cert volum d'energia del buit augmenta quan el volum augmenta (''dV'' és positiu), ja que l'energia és igual a ''ρV'', on ''ρ'' és la densitat d'energia de la constant cosmològica. Així doncs, ''p'' és negatiu i ''p'' = −''ρ''.

Un problema important és que la majoria de les [[teoria quàntica de camps|teories quàntiques de camps]] prediuen una gran constant cosmològica procedent de l'energia del buit quàntic, de fins a 120 ordres de magnitud més gran que l'estimada., la Aquestaqual s'hauria de cancel·lar gairebé, però no exactament, amb un terme de signe oposat igualment molt gran. Algunes teories [[supersimetria|supersimètriques]] requereixen una constant cosmològica igual a zero, fet que no aporta res de nou. Aquest és el gran problema de la constant cosmològica, el pitjor dels actuals problemes «d'ajustament» aen la física: no coneixem cap forma natural de calcular, ni que sigui aproximadament, la petitíssima constant cosmològica observada a partir de les teories de física de partícules.

Malgrat tots els problemes, la constant cosmològica segueixcontinua sent la [[navalla d'Occam|solució més simple]] al problema de l'acceleració còsmica. Una sola constant explica multitud d'observacions (malgrat que no sabem d'on surt la constant). D'aquesta manera, el model estàndarestàndard actual de la cosmologia, el [[model Lambda-CDM]], inclou la constant cosmològica com a característica bàsica.

=== QuintessènciaQuinta essència ===

Una altra possibilitat és que l'energia fosca sorgeixi a partir d'excitacions corpusculars d'algun tipus de [[camp (física)|camp]] dinàmic, batejat irònicament amb el nom de «quintessència[[quinta essència (cosmologia)|quinta essència]]». Aquest camp difereix de la constant cosmològica pel fet que pot variar en el temps i en l'espai. Per talCom que no s'acumuliacumula i formino forma estructures com la [[barió|matèria bariònica]] (la matèria corrent) ha de ser un camp molt feble i, per tant, tenir una [[longitud d'ona Compton]] molt gran.

No es disposa de cap evidència experimental de la quintessènciaquinta essència, però tampoc no esse'n pot descartar l'existència. En general, prediu una acceleració lleugerament menor que la constant cosmològica. Alguns investigadors creuen que les millors evidències de la quintessènciaquinta procedirienessència desón les violacions del [[principi d'equivalència]] d'Einstein i de la variació de les constantconstants fonamentals en l'espai o en el temps. El [[Model estàndard de física de partícules|model estàndard]] i la [[teoria de cordes]] prediuen camps escalars, però també hi apareix un problema similar al de la constant cosmològica: la renormalització prediu que els camps escalars haurien de provocar grans masesmasses.

El problema de la coincidència còsmica es planteja perquèper què l'acceleració còsmica començà quan ho va fer. Si l'acceleració còsmica hagués començat més aviat, estructures com les [[galàxia|galàxies]] mai no s'haguessinhaurien format i la vida, comsi amés mínimno tal com la coneixem, no haguéshauria pogut existir. Els proponentsdefensors del [[principi antròpic]] consideren aquest fet com un suport per als seus arguments. Tot i així, molts models de quintessènciaquinta essència presenten un comportament anomenat «seguidor», que solucionaresol aquest problema. En aquests models el camp té nauna densitat que s'ajusta contínuament a la densitat d'energia (però sempre és lleugerament inferior) a la densitat d'energia, fins a la igualtat matèria radiació, que és el que fa que la quintessènciaquinta essència es comenci a comportar com a energia fosca.

Alguns teòrics creuen que l'energia fosca i l'acceleració de l'univers representen una incapacitat de la [[relativitat general]] per a descriure l'univers a escalesescala molt gransgran, superiorssuperior a la dels [[supercúmul galàctic|supercúmuls de galàxies]]. Malgrat tot, els intents de modificar la relativitat general han donat llocoriginat, al final, a teories equivalents a la de la quintessènciaquinta essència o són inconsistents amb les observacions.

Altres idees per a l'energia fosca procedeixen de la [[teoria de cordes]], la cosmologia de [[brana|branes]] i el [[principi hologràfic]], però no han demostrat serque siguin tan útils com la quintessènciaquinta essència io la constant cosmològica.

La conseqüència més directa de l'existència de l'energia fosca i l'acceleració de l'univers és que aquest potser és més antic del que es creia. Si calculem l'edat de l'univers basant-nos en les dades actuals de la constant de Hubble (71 ± 4 km/s·Mp), obtindrem una edat de 10.000 milions d'anys, menor que l'edat de les estrelles més velles que podem observar en els [[cúmul globular|cúmuls globulars]], fet que crea una paradoxa insalvable. Tenint en compte l'energia fosca, l'edat de l'univers és d'uns 13.700 milions d'anys (d'acord amb les dades del satèl·lit [[WMAP]] el [[2003]]), que resol la paradoxa de l'edat de les [[estrella|estrelles]] més antigues.

El fons de [[microones]] ens indica que la geometria de l'univers és plana, és a dir, que l'univers té la massa justa perquè l'expansió continuï per sempre. Si l'univers, en comptes de pla fos tancat, això significaria que l'[[gravitació|atracció gravitatòria]] de la [[massa]] que forma l'univers és major que la pressió d'expansió de l'univers, pelper quela qual cosa aquest es tornaria a contreure (i s'esdevindria l'anomenat ''[[Big Crunch]]''). No obstant això, aen l'estudiaravaluar la massa total de l'univers es va detectar moltde aviatseguida que faltavahi mancava matèria per a queperquè l'univers fos pla. Aquesta matèria perduda es va denominar [[matèria fosca]]. Amb el descobriment de l'energia fosca avui sabem que el futur de l'univers ja no depèn de la seva geometria, és a dir, de la quantitat de massa que hi ha en ellconté. Al principi l'expansió de l'univers es va frenar a causa de la gravetat, però fa uns 4.000 milions d'anys l'energia fosca va superar aquest efecte de la força gravitatòria de la matèria i va començar l'acceleració de l'expansió.

Les idees sobre el futur són força especulatives. El futur últim de l'univers depèn de la naturalesa exacta de l'energia fosca. Si aquesta és una constant cosmològica, el futur de l'univers serà molt semblant al d'un univers pla. No obstant això, en alguns models de quintessènciaquinta essència la densitat de l'energia fosca augmenta amb el temps, provocantcosa que provoca una acceleració exponencial. En alguns models extrems, l'acceleració seria tan ràpida que superaria les forces d'atracció nuclears i destruiria l'univers en uns 20.000 milions d'anys, en l'anomenat [[Big Rip]] (Gran Estrip).