De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a navegación Saltar a búsqueda

En cosmología física y astronomía , la energía oscura es una forma desconocida de energía que afecta al universo en las escalas más grandes. La primera evidencia observacional de su existencia provino de mediciones de supernovas, que mostraron que el universo no se expande a un ritmo constante; más bien, la expansión del universo se está acelerando . [1] [2] Comprender la evolución del universo requiere conocer sus condiciones iniciales y su composición. Antes de estas observaciones, las únicas formas de materia-energía que se sabía que existían eran la materia ordinaria , la antimateria y la materia oscura.y radiación . Las mediciones del fondo cósmico de microondas sugieren que el universo comenzó en un Big Bang caliente , a partir del cual la relatividad general explica su evolución y el subsiguiente movimiento a gran escala. Sin introducir una nueva forma de energía, no había forma de explicar cómo se podría medir un universo en aceleración. Desde la década de 1990, la energía oscura ha sido la premisa más aceptada para explicar la expansión acelerada. A partir de 2021, existen áreas activas de investigación cosmológica destinadas a comprender la naturaleza fundamental de la energía oscura. [3]

Suponiendo que el modelo de cosmología lambda-CDM es correcto, las mejores mediciones actuales indican que la energía oscura aporta el 69% de la energía total en el universo observable actual . La masa-energía de la materia oscura y ordinaria (bariónica) materia contribuye 26% y 5%, respectivamente, y otros componentes tales como neutrinos y fotones contribuyen una cantidad muy pequeña. [4] [5] [6] [7] La densidad de la energía oscura es muy baja (~ 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 la masa-energía del universo porque es uniforme en el espacio. [8] [9] [10]

Dos formas propuestas de energía oscura son la constante cosmológica , [11] [12] que representa una densidad de energía constante que llena el espacio de manera homogénea, y los campos escalares como la quintaesencia o los módulos , cantidades dinámicas que tienen densidades de energía que pueden variar en el tiempo y el espacio. Las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio generalmente también se incluyen en la constante cosmológica. La constante cosmológica se puede formular para que sea equivalente a la radiación de punto cero del espacio, es decir, la energía del vacío . [13] Los campos escalares que cambian en el espacio pueden ser difíciles de distinguir de una constante cosmológica porque el cambio puede ser extremadamente lento.

Debido a la naturaleza del modelo de juguete de la cosmología de la concordancia , algunos expertos creen [14] que un tratamiento relativista general más preciso de las estructuras que existen en todas las escalas [15] en el universo real puede eliminar la necesidad de invocar energía oscura. Las cosmologías no homogéneas , que intentan explicar la reacción inversa de la formación de estructuras en la métrica , generalmente no reconocen ninguna contribución de energía oscura a la densidad de energía del Universo.

Historia de descubrimiento y especulación previa [ editar ]

Constante cosmológica de Einstein [ editar ]

La " constante cosmológica " es un término constante que se puede agregar a la ecuación 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 positivo o negativo), o " energía del vacío ".

La constante cosmológica fue propuesta por primera vez por Einstein como un mecanismo para obtener una solución de la ecuación del campo gravitacional que conduciría a un universo estático, utilizando efectivamente la energía oscura para equilibrar la gravedad. [16] Einstein le dio a la constante cosmológica el símbolo Λ (lambda mayúscula). Einstein afirmó que la constante cosmológica requería que "el espacio vacío asuma el papel de masas negativas gravitantes que se distribuyen por todo el espacio interestelar". [17] [18]

El mecanismo fue un ejemplo de ajuste fino , y más tarde se comprendió que el universo estático de Einstein no sería estable: las inhomogeneidades locales conducirían en última instancia a la expansión o contracción descontrolada del universo. El equilibrio es inestable: si el universo se expande ligeramente, la expansión libera energía del vacío, lo que provoca aún más expansión. Asimismo, un universo que se contrae levemente seguirá contrayéndose. Este tipo de perturbaciones son inevitables debido a la distribución desigual de la materia en todo el universo. Además, las observaciones hechas por Edwin Hubbleen 1929 mostró que el universo parece expandirse y no estar estático en absoluto. Según los informes, Einstein se refirió a su incapacidad para predecir la idea de un universo dinámico, en contraste con un universo estático, como su mayor error. [19]

Energía oscura inflacionaria [ editar ]

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 temprano. 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.. Tal expansión es una característica esencial de la mayoría de los modelos actuales del Big Bang. Sin embargo, la inflación debe haber ocurrido a una densidad de energía mucho más alta que la energía oscura que observamos hoy y se cree que terminó por completo cuando el universo tenía solo una fracción de segundo. No está claro qué relación, si es que existe, existe entre la energía oscura y la inflación. Incluso después de que se aceptaran los modelos inflacionarios, se pensó 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 solo en materia, generalmente 95% de materia oscura fría (CDM) y 5% de materia ordinaria (bariones). Se encontró que estos modelos tenían éxito en la formación de cúmulos y galaxias realistas, pero algunos problemas aparecieron a fines de la década de 1980: en particular, el modelo requería un valor para la constante de Hubble más bajo que el preferido por las observaciones, y el modelo subestimaba las observaciones de grandes cantidades. 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 se estudiaron activamente hasta mediados de la década de 1990: estos incluían el modelo Lambda-CDM y un modelo mixto de materia oscura fría / caliente. La primera evidencia directa de energía oscura provino de observaciones de supernovas en 1998 de expansión acelerada en Riess et al. [20] y en Perlmutter et al. , [21] y el modelo Lambda-CDM se convirtió en el modelo líder. Poco después, la energía oscura fue apoyada por observaciones independientes: en 2000, los experimentos BOOMERanG y Maxima cosmic microondas background (CMB) observaron el primer pico acústicoen el CMB, mostrando que la densidad total (materia + energía) está cerca del 100% de la densidad crítica. Luego, en 2001, la encuesta 2dF Galaxy Redshift Survey dio una fuerte evidencia de que la densidad de la materia es de alrededor del 30% de la crítica. La gran diferencia entre estos dos apoya un componente suave de energía oscura que marca la diferencia. Las mediciones mucho más precisas de WMAP en 2003–2010 han continuado respaldando el modelo estándar y brindan mediciones más precisas de los parámetros clave.

El término "energía oscura", haciéndose eco de la "materia oscura" de Fritz Zwicky de la década de 1930, fue acuñado por Michael Turner en 1998. [22]

Cambio en la expansión con el tiempo [ editar ]

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 relatividad general, la evolución de la tasa de expansión se estima a partir de la curvatura del universo y la ecuación cosmológica de estado (la relación entre temperatura, presión y materia combinada, energía y densidad de energía del vacío para cualquier región del espacio). Medir la ecuación de estado para la energía oscura es uno de los mayores esfuerzos de la cosmología observacional actual. Agregar la constante cosmológica a la métrica FLRW estándar de la cosmología conduce al modelo Lambda-CDM, que se ha denominado el " modelo estándar de cosmología"por su precisa concordancia 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%. [23] Los 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.

Naturaleza [ editar ]

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. [24] Se cree que la energía oscura es muy homogénea y no muy densa , y no se sabe que interactúe a través de ninguna de las fuerzas fundamentales distintas de la gravedad . Dado que es bastante 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, constituyendo el 68% de la densidad universal a pesar de estar tan diluida, es que llena uniformemente el espacio que de otro modo sería vacío.

Independientemente de su naturaleza real, la energía oscura necesitaría tener una fuerte presión negativa (acción repulsiva), como la presión de radiación en un metamaterial , [25] 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 lo hace su densidad de masa. Esto sucede porque la cantidad física que hace que la materia genere efectos gravitacionales es el tensor de tensión-energía , que contiene tanto la densidad de energía (o materia) de una sustancia como su presión y viscosidad [ dudoso ] . En la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , se puede demostrar que una fuerte presión negativa constante 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 contrayendo. Este efecto de expansión acelerada a veces se denomina "repulsión gravitacional".

Definición técnica [ editar ]

En la cosmología estándar, hay tres componentes del universo: materia, radiación y energía oscura. La materia es cualquier cosa cuya energía densidad escalas con el cubo inverso del factor de escala, es decir, rho  alpha  un -3 , mientras que la radiación es cualquier cosa que escalas a la cuarta potencia inversa del factor de escala ( rho  alpha  un -4 ). Esto se puede entender intuitivamente: para una partícula ordinaria en una caja en forma de cubo, duplicar la longitud de un borde de la caja disminuye la densidad (y por lo tanto la densidad de energía) en un factor de ocho (2 3 ). Para la radiación, la disminución en la densidad de energía es mayor, porque un aumento en la distancia espacial también causa un corrimiento al rojo. [26]

El componente final, la energía oscura, es una propiedad intrínseca del espacio, por lo que tiene una densidad de energía constante independientemente del volumen considerado ( ρ  ∝  a 0 ). Así, a diferencia de la materia ordinaria, no se diluye con la expansión del espacio.

Evidencia de existencia [ editar ]

La evidencia de la energía oscura es indirecta pero proviene de tres fuentes independientes:

  • Medidas de distancia y su relación con el corrimiento al rojo, que sugieren que el universo se ha expandido más en la última mitad de su vida. [27]
  • La necesidad teórica de un tipo de energía adicional que no sea materia ni materia oscura para formar el universo observacionalmente plano (ausencia de cualquier curvatura global detectable).
  • Medidas de patrones de ondas a gran escala de densidad de masa en el universo.

Supernovas [ editar ]

Una supernova de tipo Ia (punto brillante en la parte inferior izquierda) cerca de una galaxia

En 1998, el equipo de búsqueda de supernovas High-Z [20] publicó observaciones de supernovas de tipo Ia ("uno-A") . En 1999, el Proyecto de Cosmología de Supernova [21] siguió sugiriendo que la expansión del universo se está acelerando . [28] El Premio Nobel de Física 2011 fue otorgado a Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt y Adam G. Riess por su liderazgo en el descubrimiento. [29] [30]

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 las supernovas, han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM. [31] Algunas personas argumentan que los únicos indicios de la existencia de energía oscura son las observaciones de las mediciones de distancia y sus desplazamientos al rojo asociados. Las anisotropías cósmicas de fondo 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 cabría esperar de un universo de Friedmann-Lemaître "polvoriento" y la constante de Hubble medida localmente. [32]

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 al observar la relación entre la distancia a un objeto y su corrimiento al rojo , lo que da 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. Por lo general, los astrónomos usan velas estándar: objetos para los que se conoce el brillo intrínseco o la magnitud absoluta . 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 . [33]

Fondo de microondas cósmico [ editar ]

División estimada de la energía total en el universo en materia, materia oscura y energía oscura basada en cinco años de datos de WMAP. [34]

La existencia de energía oscura, en cualquier forma, es necesaria para reconciliar la geometría medida del espacio con la cantidad total de materia en el universo. Las mediciones de las anisotropías del fondo cósmico de microondas (CMB) 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 CMB, representa solo alrededor del 30% de la densidad crítica. Esto implica la existencia de una forma adicional de energía para dar cuenta del 70% restante. [31]El análisis de siete años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) estimó un universo compuesto por 72,8% de energía oscura, 22,7% de materia oscura y 4,5% de materia ordinaria. [6] El trabajo realizado en 2013 basado en las observaciones de la nave espacial Planck del CMB dio una estimación más precisa de 68,3% de energía oscura, 26,8% de materia oscura y 4,9% de materia ordinaria. [35]

Estructura a gran escala [ editar ]

La teoría de la estructura a gran escala , que gobierna la formación de estructuras en el universo ( estrellas , quásares , galaxias y grupos y cúmulos de galaxias ), también sugiere que la densidad de la materia en el universo es solo 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 se desconoce la física exacta detrás de ella. [36] [37] 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 huecos regularmente de ≈150 Mpc de diámetro, rodeados por las galaxias, los huecos se utilizaron como reglas estándar para estimar distancias a las galaxias de hasta 2.000 Mpc (corrimiento al rojo 0,6), lo que permite una precisión 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 restringe su falta de homogeneidad a 1 parte en 10. [37] Esto proporciona una confirmación de la aceleración cósmica independiente de las supernovas.

Efecto Sachs-Wolfe integrado tardío [ editar ]

La expansión cósmica acelerada hace que los pozos y colinas con potencial gravitacional se aplanen a medida que los fotones pasan a través de ellos, produciendo puntos fríos y puntos calientes en el CMB alineados con vastos supervíos y supercúmulos. Este llamado efecto tardío integrado Sachs-Wolfe (ISW) es una señal directa de energía oscura en un universo plano. [38] Fue informado de alta importancia en 2008 por Ho et al. [39] y Giannantonio et al. [40]

Datos constantes de observación de Hubble [ editar ]

Un nuevo enfoque para probar la evidencia de la energía oscura a través de datos constantes de Hubble (OHD) de observación ha ganado una atención significativa en los últimos años. [41] [42] [43] [44] La constante de Hubble, H ( z ), se mide en función del corrimiento al rojo cosmológico . OHD rastrea directamente la historia de expansión del universo al tomar las galaxias de tipo temprano en evolución pasiva como "cronómetros cósmicos". [45] Desde este punto, este enfoque proporciona relojes estándar en el universo. El núcleo de esta idea es la medición de la evolución de la diferencia de edad en función del desplazamiento al rojo de estos cronómetros cósmicos. Por lo tanto, proporciona una estimación directa del parámetro de Hubble

La dependencia de una cantidad diferencial, Δ z/Δ t, puede minimizar muchos problemas comunes y efectos sistemáticos; y como una medida directa del parámetro de Hubble en lugar de su integral, como las supernovas y las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO), aporta más información y es atractivo en el cálculo. Por estas razones, se ha utilizado ampliamente para examinar la expansión cósmica acelerada y estudiar las propiedades de la energía oscura.

Observación directa [ editar ]

Un intento de observar directamente la energía oscura en un laboratorio no logró detectar una nueva fuerza. [46]

Teorías de la energía oscura [ editar ]

El estado de la energía oscura como una fuerza hipotética con propiedades desconocidas la convierte en un objetivo de investigación muy activo. El problema se ataca desde una gran variedad de ángulos, como modificar la teoría de la gravedad predominante (relatividad general), intentar precisar las propiedades de la energía oscura y encontrar formas alternativas de explicar los datos de observación.

La ecuación de estado de Dark Energy para 4 modelos comunes de Redshift. [47]
A: Modelo CPL,
B: Modelo Jassal,
C: Modelo Barboza & Alcaniz,
D: Modelo Wetterich

Constante cosmológica [ editar ]

Distribución estimada de materia y energía en el universo [48]

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 modelo Lambda-CDM ). Dado que la energía y la masa están relacionadas de acuerdo con 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 vacío vacío .

La constante cosmológica tiene una presión negativa igual y opuesta a su densidad de energía y, por lo tanto, hace que la expansión del universo se acelere . La razón por la que una constante cosmológica tiene presión negativa se puede ver en la termodinámica clásica. En general, se debe perder energía desde el interior de un contenedor (el contenedor debe trabajar en su entorno) para que el volumen aumente. Específicamente, un cambio en el volumen dV requiere un trabajo igual a un cambio de energía - P dV , donde P es la presión. Pero la cantidad de energía en un recipiente lleno de vacío en realidad aumenta cuando aumenta el volumen, porque la energía es igual a ρV , donde ρes la densidad de energía de la constante cosmológica. Por tanto, P es negativo y, de hecho, P  = - ρ .

Hay dos ventajas principales para la constante cosmológica. La primera es que es simple. De hecho, Einstein había introducido este término en su formulación original de la relatividad general para obtener un universo estático. Aunque más tarde descartó el término después de que Hubble descubriera que el universo se está expandiendo, una constante cosmológica distinta de cero puede actuar como energía oscura, sin cambiar de otro modo las ecuaciones de campo de Einstein. La otra ventaja es que existe una explicación natural para su origen. La mayoría de las teorías cuánticas de campos predicen las fluctuaciones del vacío que le darían al vacío este tipo de energía. Esto está relacionado con el efecto Casimir., en el que hay una pequeña succión en regiones donde las partículas virtuales se inhiben geométricamente de formarse (por ejemplo, entre placas con una pequeña separación).

Un gran problema pendiente es que las mismas teorías de campos cuánticos predicen una enorme constante cosmológica , más de 100 órdenes de magnitud demasiado grande. [12] Esto tendría que ser casi, pero no exactamente, cancelado por un término igualmente grande del signo opuesto. Algunas teorías supersimétricas requieren una constante cosmológica que sea exactamente cero, [49] lo que no ayuda porque la supersimetría debe romperse. Además, se desconoce si existe un estado de vacío metaestable en la teoría de cuerdas con una constante cosmológica positiva. [50]

No obstante, la constante cosmológica es la solución más económica al problema de la aceleración cósmica . Así, el modelo estándar actual de cosmología, el modelo Lambda-CDM, incluye la constante cosmológica como característica esencial.

Quintaesencia [ editar ]

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 como la materia, el campo debe ser muy ligero para que tenga una gran longitud de onda Compton .

Aún no se dispone de evidencia de quintaesencia, pero tampoco 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 las violaciones del principio de equivalencia de Einstein y la variación de las constantes fundamentales en el espacio o el tiempo. [51] Los campos escalares son predichos por el modelo estándar de física de partículas y teoría de cuerdas , pero ocurre un problema análogo al problema de la constante cosmológica (o el problema de construir modelos de inflación cosmológica ): renormalizaciónLa teoría 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 comenzara antes en el universo, estructuras como las galaxias nunca hubieran 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 para sus argumentos. Sin embargo, muchos modelos de quintaesencia tienen un comportamiento denominado "rastreador", que resuelve este problema. En estos modelos, el campo de la quintaesencia tiene una densidad que sigue de cerca (pero es menor que) la densidad de radiación hasta la igualdad materia-radiación , lo que hace que la quintaesencia comience a comportarse como energía oscura, dominando finalmente el universo. Esto, naturalmente, establece el bajoescala energética de la energía oscura. [52] [53]

En 2004, cuando los científicos ajustaron la evolución de la energía oscura con los datos cosmológicos, encontraron 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-Go que le da a este escenario al menos dos grados de libertad como se requiere para los modelos de energía oscura. Este escenario es el llamado escenario de Quintom .

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 k-esencia (abreviatura de quintaesencia cinética) que tiene una forma no estándar de energía cinética , como una energía cinética negativa . [54] Pueden tener propiedades inusuales: la energía fantasma , por ejemplo, puede causar un Big Rip .

Interactuar con la energía oscura [ editar ]

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 diferentes facetas de la misma sustancia desconocida, [55] o postular que la materia oscura fría se desintegra en energía oscura. [56] Se sugiere que otra clase de teorías que unifica la materia oscura y la energía oscura son las teorías covariantes de la gravedad modificada. Estas teorías alteran la dinámica del espacio-tiempo de modo que la dinámica modificada se deriva de lo que se ha asignado a la presencia de energía oscura y materia oscura. [57]En principio, la energía oscura podría interactuar no solo 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]

Modelos variables de energía oscura [ editar ]

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 la energía oscura. Usando oscilaciones acústicas bariónicas , es posible investigar el efecto de la energía oscura en la historia del Universo y restringir 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). [59] [60] Algunos otros modelos comunes son, (Barboza & Alcaniz. 2008), [61] (Jassal et al. 2005), [62] (Wetterich. 2004), [63] (Oztas et al. 2018) . [64] [65]

Escepticismo observacional [ editar ]

Algunas alternativas a la energía oscura, como la cosmología no homogénea , tienen como objetivo explicar los datos de observación mediante un uso más refinado de las 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. [66] [67] [68] [69] Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalenciapara mostrar cómo el espacio podría parecer expandirse más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro cúmulo local. Si bien son débiles, estos efectos considerados acumulativamente durante miles de millones de años podrían volverse significativos, creando la ilusión de aceleración cósmica y haciendo que parezca que vivimos en una burbuja de Hubble . [70] [71] [72] Sin embargo, otras posibilidades son que la expansión acelerada del universo es una ilusión causada por el movimiento relativo de nosotros al resto del universo, [73] [74] o que los métodos estadísticos empleados fueron defectuoso. [75] [76]También se ha sugerido que la anisotropía del Universo local se ha tergiversado como energía oscura. Esta afirmación fue rápidamente contrarrestada por otros, incluido un artículo de los físicos D. Rubin y J. Heitlauf. [77] Un intento de detección directa de laboratorio no pudo detectar ninguna fuerza asociada con la energía oscura. [46]

Un estudio publicado en 2020 cuestionó la validez de la suposición esencial de que la luminosidad de las supernovas de Tipo Ia no varía con la edad de la población estelar, y sugiere que la energía oscura puede no existir en realidad. El investigador principal del nuevo estudio, Young-Wook Lee de la Universidad de Yonsei , dijo que "nuestro resultado ilustra que la energía oscura de la cosmología SN , que llevó al Premio Nobel de Física 2011 , podría ser un artefacto de una suposición frágil y falsa". [78] [79] Otros cosmólogos, incluido Adam Riess , [80] que ganó el Premio Nobel de 2011 por el descubrimiento de la energía oscura, plantearon varios problemas con este artículo .

Otro mecanismo que impulsa la aceleración [ editar ]

Gravedad modificada [ editar ]

La evidencia de la energía oscura depende en gran medida de la teoría de la relatividad general. Por lo tanto, es concebible que una modificación de la relatividad general también elimine la necesidad de energía oscura. Hay muchas teorías de este tipo, y la investigación está en curso. [81] [82] La medición de la velocidad de la gravedad en la primera onda gravitacional medida por medios no gravitacionales ( GW170817 ) descartó muchas teorías gravitacionales modificadas como explicaciones de la energía oscura. [83] [84] [85]

El astrofísico Ethan Siegel afirma que, si bien estas alternativas obtienen mucha cobertura de la prensa principal, 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. [86]

Implicaciones para el destino del universo [ editar ]

Los cosmólogos estiman que la aceleración comenzó hace aproximadamente 5 mil millones de años. [87] [notas 1] Antes de eso, se pensaba 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 para 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, eventualmente excediendo con creces la velocidad de luz. [88] 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 restringido a ser menor que la velocidad de la luz para cualquier objeto masivo. (ver Usos de la distancia adecuadapara una discusión de las sutilezas de definir cualquier noción de velocidad relativa en cosmología). Debido a que el parámetro de Hubble está disminuyendo con el tiempo, en realidad puede haber casos en los que una galaxia que se aleja de nosotros más rápido que la luz logra emitir una señal que finalmente nos llega. [89] [90] Sin embargo, debido a la expansión acelerada, se proyecta que la mayoría de las galaxias eventualmente cruzarán un tipo de horizonte de eventos cosmológico donde cualquier luz que emitan más allá de ese punto nunca podrá alcanzarnos en ningún momento en el infinito. futuro [91]porque la luz nunca alcanza un punto donde su "velocidad peculiar" hacia nosotros excede la velocidad de expansión lejos de nosotros (estas dos nociones de velocidad también se discuten en Usos de la distancia adecuada ). Suponiendo que la energía oscura es constante (una constante cosmológica ), la distancia actual a este horizonte de eventos cosmológico es de aproximadamente 16 mil millones de años luz, lo que significa que una señal de un evento que ocurre en el presente eventualmente podría llegar a 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. [90]

A medida que las galaxias se acercan al punto de cruzar este horizonte de eventos cosmológico, 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 [92] [93] ( ver Futuro de un universo en expansión ). El planeta Tierra, la Vía Láctea y el Grupo Local del que forma parte la Vía Láctea permanecerían prácticamente intactos mientras el resto del universo retrocede y desaparece de la vista. En este escenario, el Grupo Local finalmente sufriría muerte por calor , tal como se hipotetizó para el universo plano dominado por la materia antes de las mediciones de la aceleración cósmica .

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 que domina todas las demás fuerzas del universo. Bajo este escenario, la energía oscura destruiría en última instancia todas las estructuras ligadas gravitacionalmente, incluidas las galaxias y los sistemas solares, y eventualmente superaría las fuerzas eléctricas y nucleares para desgarrar los átomos mismos, terminando el universo en un " Big Rip". 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 finalmente prevalezca y conduzca a un universo que se contrae sobre sí mismo en un" Big Crunch ", [94] o que incluso puede haber un ciclo de energía oscura, lo que implica un modelo cíclico del universo en el que cada iteración ( Big Bang y luego eventualmente un Big Crunch ) toma alrededor de un billón (10 12 ) años. [95] [96] Mientras que ninguno de estos están respaldados por observaciones, no se descartan.

En filosofía de la ciencia [ editar ]

En filosofía de la ciencia , la energía oscura es un ejemplo de una "hipótesis auxiliar", un postulado ad hoc que se agrega a una teoría en respuesta a observaciones que la falsean . Se ha argumentado que la hipótesis de la energía oscura es una hipótesis convencionalista , es decir, una hipótesis que no agrega contenido empírico y, por lo tanto, es infalsificable en el sentido definido por Karl Popper . [97]

Ver también [ editar ]

  • Gravedad conforme
  • Instrumento espectroscópico de energía oscura
  • Relatividad de Sitter
  • Objetos genéricos de energía oscura (GEODE)
  • Proyecto Illustris
  • Cosmología no homogénea
  • Masa negativa
  • Quintaesencia: la búsqueda de la masa perdida en el universo
  • La Encuesta de Energía Oscura
  • Estado de vacío

Notas [ editar ]

  1. ^ [87] Frieman, Turner y Huterer (2008) p. 6: "El Universo ha pasado por tres eras distintas: dominada por la radiación, z ≳ 3000 ; dominada por la materia, 3000 ≳ z ≳ 0,5 ; y dominada por la energía oscura, z ≲ 0,5 . La evolución del factor de escala está controlada por la forma de energía dominante: a ( t ) ∝ t 2/3 (1 + w ) (para w constante). Durante la era dominada por la radiación, a ( t ) ∝ t 1/2 ; durante la era dominada por la materia, un ( t) ∝ t 2/3 ; y para la era dominada por la energía oscura, asumiendo w = -1 , asintóticamente a ( t ) ∝ exp ( Ht ) . "
    p. 44:" Tomados en conjunto, todos los datos actuales proporcionan una fuerte evidencia de la existencia de energía oscura; restringen 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 (stat) ± 0,1 (sys), asumiendo que w es constante. Esto implica que el Universo comenzó a acelerarse con el corrimiento al rojo z  0.4 y la edad t 10 Gyr. Estos resultados son sólidos (los datos de cualquier método se pueden eliminar sin comprometer las limitaciones) y no se debilitan sustancialmente al eliminar el supuesto de planitud espacial ".

Referencias [ editar ]

  1. ^ Overbye, Dennis (20 de febrero de 2017). "Controversia del cosmos: el universo se está expandiendo, pero ¿qué tan rápido?" . The New York Times . Consultado el 21 de febrero de 2017 .
  2. ^ Peebles, PJE; Ratra, Bharat (2003). "La constante cosmológica y la energía oscura". Reseñas de Física Moderna . 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph / 0207347 . Código Bibliográfico : 2003RvMP ... 75..559P . doi : 10.1103 / RevModPhys.75.559 . S2CID 118961123 . 
  3. ^ Overbye, Dennis (25 de febrero de 2019). "¿Las fuerzas oscuras han estado jugando con el cosmos? ¿Axiones? ¿Energía fantasma? Los astrofísicos se apresuran a tapar un agujero en el universo, reescribiendo la historia cósmica en el proceso" . The New York Times . Consultado el 26 de febrero de 2019 .
  4. ^ Ade, PAR; Aghanim, N .; Alves, MIR; et al. (Colaboración Planck) (22 de marzo de 2013). "Resultados de Planck 2013. I. Resumen de productos y resultados científicos - Tabla 9". Astronomía y Astrofísica . 571 : A1. arXiv : 1303.5062 . Bibcode : 2014A & A ... 571A ... 1P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201321529 . S2CID 218716838 . 
  5. ^ Ade, 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 . Bibcode : 2014A & A ... 571A ... 1P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201321529 . S2CID 218716838 . Archivado desde el original el 23 de marzo de 2013. 
  6. ^ a b "Primeros resultados de Planck: el Universo sigue siendo extraño e interesante" . 21 de marzo de 2013.
  7. ^ Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe , Guidebook Part 2 page 46. Consultado el 7 de octubre de 2013, "... dark energy: A smooth , componente 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 acumula preferentemente en galaxias y cúmulos ... "
  8. ^ Paul J. Steinhardt; Neil Turok (2006). "Por qué la constante cosmológica es pequeña y positiva". Ciencia . 312 (5777): 1180-1183. arXiv : astro-ph / 0605173 . Código Bibliográfico : 2006Sci ... 312.1180S . doi : 10.1126 / science.1126231 . PMID 16675662 . S2CID 14178620 .  
  9. ^ "Energía oscura" . Hiperfísica . Consultado el 4 de enero de 2014 .
  10. ^ Ferris, Timothy (enero de 2015). "Materia Oscura (Energía Oscura)" . Consultado el 10 de junio de 2015 .
  11. ^ "Los hallazgos de la luna enturbian el agua" . Archivado desde el original el 22 de noviembre de 2016 . Consultado el 21 de noviembre de 2016 .
  12. ↑ a b Carroll, Sean (2001). "La constante cosmológica" . Reseñas vivientes en relatividad . 4 (1): 1. arXiv : astro-ph / 0004075 . Bibcode : 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. Kragh, H (2012). "Preludios a la energía oscura: energía de punto cero y especulaciones de vacío". Archivo de Historia de las Ciencias Exactas . 66 (3): 199–240. arXiv : 1111.4623 . doi : 10.1007 / s00407-011-0092-3 . S2CID 118593162 . 
  14. ^ Buchert, T; Carfora, M; Ellis, GFR; Kolb, EW; MacCallum, MAH; Ostrowski, JJ; Räsänen, S; Roukema, BF; Andersson, L; Coley, AA; Wiltshire, DL (5 de noviembre de 2015). "¿Hay pruebas de que la reacción inversa de las inhomogeneidades es irrelevante en cosmología?". Gravedad clásica y cuántica . 32 (21): 215021. arXiv : 1505.07800 . Código bibliográfico : 2015CQGra..32u5021B . doi : 10.1088 / 0264-9381 / 32/21/215021 . ISSN 0264-9381 . S2CID 51693570 .  
  15. ^ Clarkson, Chris; Ellis, George; Larena, Julien; Umeh, Obinna (1 de noviembre de 2011). "¿El crecimiento de la estructura afecta nuestros modelos dinámicos del Universo? Los problemas de promediación, retroacción y ajuste en cosmología". Informes sobre avances en física . 74 (11): 112901. arXiv : 1109.2314 . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 74/11/112901 . ISSN 0034-4885 . S2CID 55761442 .  
  16. ^ Harvey, Alex (2012). "Cómo descubrió Einstein la energía oscura". arXiv : 1211.6338 [ physics.hist-ph ].
  17. ^ Albert Einstein, "Comentario sobre la nota de Schrödinger 'sobre un sistema de soluciones para las ecuaciones de campo gravitacional generalmente covariantes'" https://einsteinpapers.press.princeton.edu/vol7-trans/47
  18. ^ O'Raifeartaigh C., O'Keeffe M., Nahm W. y S. Mitton. (2017). 'Modelo estático del universo de Einstein de 1917: una revisión del centenario'. EUR. Phys. J. (H) 42: 431–474.
  19. ^ Gamow, George (1970) Mi línea mundial: 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 cometió en su vida". - Aquí el "término cosmológico" se refiere a la constante cosmológica en las ecuaciones de la relatividad general, cuyo valor Einstein escogió inicialmente para asegurar que su modelo del universo no se expandiría ni contraería; si no hubiera hecho esto, podría haber predicho teóricamente la expansión universal que fue observada por primera vez por Edwin Hubble.
  20. ↑ a b Riess, Adam G .; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Herrero; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). "Evidencia de observación de supernovas para un universo en aceleración y una constante cosmológica". Revista astronómica . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph / 9805201 . Código Bibliográfico : 1998AJ .... 116.1009R . doi : 10.1086 / 300499 . S2CID 15640044 . 
  21. ↑ a b Perlmutter, S .; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Novio; Gancho; Kim; Kim; Sotavento; Nunes; Dolor; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz ‐ Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; et al. (1999). "Mediciones de Omega y Lambda de 42 supernovas de alto corrimiento al rojo". Revista astrofísica . 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph / 9812133 . Código bibliográfico : 1999ApJ ... 517..565P . doi : 10.1086 / 307221 . S2CID 118910636 . 
  22. ^ La primera aparición del término "energía oscura" está en el artículo con otro cosmólogo y estudiante de Turner en ese momento, Dragan Huterer, "Perspectivas para sondear la energía oscura a través de mediciones de distancia de supernovas", que se publicó en ArXiv.org e archivo -print de de agosto de de 1998 y publicado en Huterer, D .; Turner, M. (1999). "Perspectivas para sondear la energía oscura a través de mediciones de distancia de supernova". Physical Review 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 general. El cosmólogo Saul Perlmutter ha acreditado a Turner por haber acuñado el término en un artículo que escribieron junto con Martin White, donde se introduce entre comillas como si fuera un neologismo. Perlmutter, S .; Turner, M .; White, M. (1999). "Restringir la energía oscura con supernovas de tipo Ia y estructura 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 . 
  23. ^ Astier, Pierre ( Encuesta de legado de supernova ); Chico; Regnault; Dolor; Aubourg; Balam; Basa; Carlberg; Fabbro; Fouchez; Gancho; Howell; Lafoux; Neill; Palanque-Delabrouille; Perrett; Pritchet; Rico; Sullivan; Taillet; Aldering; Antilogus; Arsenijevic; Balland; Baumont; Bronder; Courtois; Ellis; Filiol; et al. (2006). "La encuesta de 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 . Bibcode : 2006A y A ... 447 ... 31A . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20054185 . S2CID 119344498 .
  24. ^ Overbye, Dennis (22 de julio de 2003). "Los astrónomos informan evidencia de 'energía oscura' dividiendo el universo" . The New York Times . Consultado el 5 de agosto de 2015 .
  25. ^ Zhong-Yue Wang (2016). "Teoría moderna de metamateriales electromagnéticos". Plasmónicos . 11 (2): 503–508. doi : 10.1007 / s11468-015-0071-7 . S2CID 122346519 . 
  26. ^ Daniel Baumann. "Cosmología: Tripos matemáticos de la parte III, 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 .
  27. ^ Durrer, R. (2011). "¿Qué sabemos realmente sobre la Energía Oscura?". Transacciones filosóficas de la Royal Society A: Ciencias matemáticas, físicas y de la ingeniería . 369 (1957): 5102–5114. arXiv : 1103.5331 . Código bibliográfico : 2011RSPTA.369.5102D . doi : 10.1098 / rsta.2011.0285 . PMID 22084297 . S2CID 17562830 .   CS1 maint: discouraged parameter (link)
  28. ^ El primer artículo, utilizando datos observados, que afirmó un término Lambda positivo fue Paál, G .; et al. (1992). "¿Inflación y compactación por desplazamientos al rojo de galaxias?". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 191 (1): 107-124. Código bibliográfico : 1992Ap y SS.191..107P . doi : 10.1007 / BF00644200 . S2CID 116951785 . 
  29. ^ "El Premio Nobel de Física 2011" . Fundación Nobel . Consultado el 4 de octubre de 2011 .
  30. ^ El Premio Nobel de Física 2011 . Perlmutter se llevó la mitad del premio y la otra mitad fue compartida entre Schmidt y Riess.
  31. ^ a b 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) . La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph / 0603449 . Código Bibliográfico : 2007ApJS..170..377S . CiteSeerX 10.1.1.472.2550 . doi : 10.1086 / 513700 . S2CID 1386346 .   
  32. ^ Durrer, R. (2011). "¿Qué sabemos realmente sobre la energía oscura?". Philosophical Transactions de la Royal Society A . 369 (1957): 5102–5114. arXiv : 1103.5331 . Código bibliográfico : 2011RSPTA.369.5102D . doi : 10.1098 / rsta.2011.0285 . PMID 22084297 . S2CID 17562830 .  
  33. ^ Kowalski, Marek; Rubin, David; Aldering, G .; Agostinho, RJ; Amadon, A .; Amanullah, R .; Balland, C .; Barbary, K .; Blanc, G .; Challis, PJ; Conley, A .; Connolly, NV; Covarrubias, R .; Dawson, KS; Deustua, SE; Ellis, R .; Fabbro, S .; Fadeyev, V .; Fan, X .; Farris, B .; Folatelli, G .; Frye, BL; Garavini, G .; Gates, EL; Alemania, L .; Goldhaber, G .; Goldman, B .; Goobar, A .; Novio, DE; et al. (27 de octubre de 2008). "Restricciones cosmológicas mejoradas de conjuntos de datos de supernovas nuevos, antiguos y combinados". El diario astrofísico . 686 (2): 749–778. arXiv : 0804.4142 . Código Bibliográfico : 2008ApJ ... 686..749K . doi : 10.1086 / 589937 .S2CID  119197696 .. Hallan 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).
  34. ^ "Contenido del universo - gráfico circular" . Sonda de anisotropía para microondas Wilkinson . Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio . 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 en un principio" . The Washington Post . Archivado desde el original el 22 de marzo de 2013 . Consultado el 22 de marzo de 2013 .
  36. ^ "Nuevo método 'confirma la energía oscura ' " . BBC News . 19 de mayo de 2011.
  37. ^ a b La energía oscura es real , Universidad Tecnológica de Swinburne, 19 de mayo de 2011
  38. ^ 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 . 
  39. ^ Shirley Ho; Hirata; Nikhil Padmanabhan; Uros Seljak; Neta Bahcall (2008). "Correlación de CMB con estructura a gran escala: I. Tomografía ISW e implicaciones cosmológicas". Physical Review D . 78 (4): 043519. arXiv : 0801.0642 . Código bibliográfico : 2008PhRvD..78d3519H . doi : 10.1103 / PhysRevD.78.043519 . S2CID 38383124 . 
  40. ^ Tommaso Giannantonio; Ryan Scranton; Crittenden; Nichol; Boughn; Myers; Richards (2008). "Análisis combinado del efecto integrado Sachs-Wolfe e implicaciones cosmológicas". Physical Review D . 77 (12): 123520. arXiv : 0801.4380 . Código Bibliográfico : 2008PhRvD..77l3520G . doi : 10.1103 / PhysRevD.77.123520 . S2CID 21763795 . 
  41. ^ Zelong Yi; Tongjie Zhang (2007). "Restricciones en modelos holográficos de energía oscura utilizando las edades diferenciales de galaxias en evolución pasiva". Modern Physics Letters A . 22 (1): 41–54. arXiv : astro-ph / 0605596 . Código Bibliográfico : 2007MPLA ... 22 ... 41Y . doi : 10.1142 / S0217732307020889 . S2CID 8220261 . 
  42. ^ Haoyi Wan; Zelong Yi; Tongjie Zhang; Jie Zhou (2007). "Restricciones en el universo DGP mediante el parámetro Observational Hubble". Physics Letters B . 651 (5): 1368-1379. arXiv : 0706.2723 . Código Bibliográfico : 2007PhLB..651..352W . doi : 10.1016 / j.physletb.2007.06.053 . S2CID 119125999 . 
  43. ^ Cong Ma; Tongjie Zhang (2011). "Poder de datos de parámetros de observación de Hubble: una figura de exploración de mérito". Revista astrofísica . 730 (2): 74. arXiv : 1007.3787 . Código Bibliográfico : 2011ApJ ... 730 ... 74M . doi : 10.1088 / 0004-637X / 730/2/74 . S2CID 119181595 . 
  44. ^ Tongjie Zhang; Cong Ma; Tian Lan (2010). "Restricciones en el lado oscuro del universo y datos de parámetros de observación del Hubble". Avances en astronomía . 2010 (1): 1. arXiv : 1010.1307 . Código Bibliográfico : 2010AdAst2010E..81Z . doi : 10.1155 / 2010/184284 . S2CID 62885316 . 
  45. ^ Joan Simon; Licia Verde; Raúl Jiménez (2005). "Restricciones sobre la dependencia del corrimiento al rojo del potencial de energía oscura". Physical Review D . 71 (12): 123001. arXiv : astro-ph / 0412269 . Código Bibliográfico : 2005PhRvD..71l3001S . doi : 10.1103 / PhysRevD.71.123001 . S2CID 13215290 . 
  46. ↑ a b D. O. Sabulsky; I. Dutta; EA Hinds; B. Anciano; C. Burrage; EJ Copeland (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 .  
  47. ^ por Ehsan Sadri Astrophysics MSc, Azad University, Teherán
  48. ^ "Planck revela un universo casi perfecto" . Planck . ESA . 21 de marzo de 2013 . Consultado el 21 de marzo de 2013 .
  49. ^ Wess, Julius; Bagger, Jonathan (1992). Supersimetría y Supergravedad . ISBN 978-0691025308.
  50. ^ Wolchover, Natalie (9 de agosto de 2018). "La energía oscura puede ser incompatible con la teoría de cuerdas" . Revista Quanta . Fundación Simons . Consultado el 2 de abril de 2020 .
  51. ^ Carroll, Sean M. (1998). "Quintaesencia y el resto del mundo: suprimir interacciones a largo plazo". 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 .  
  52. ^ Ratra, Bharat; Peebles, PJE (1988). "Consecuencias cosmológicas de un campo escalar homogéneo rodante". Phys. Rev . D37 (12): 3406–3427. Código Bibliográfico : 1988PhRvD..37.3406R . doi : 10.1103 / PhysRevD.37.3406 . PMID 9958635 . 
  53. ^ Steinhardt, Paul J .; Wang, Li-Min; Zlatev, Ivaylo (1999). "Soluciones de seguimiento cosmológico". Phys. Rev . D59 (12): 123504. arXiv : astro-ph / 9812313 . Código Bibliográfico : 1999PhRvD..59l3504S . doi : 10.1103 / PhysRevD.59.123504 . S2CID 40714104 . 
  54. ^ RRCaldwell (2002). "¿Una amenaza fantasma? Consecuencias cosmológicas de un componente de energía oscura con ecuación de estado supernegativa". Physics Letters B . 545 (1–2): 23–29. arXiv : astro-ph / 9908168 . Código bibliográfico : 2002PhLB..545 ... 23C . doi : 10.1016 / S0370-2693 (02) 02589-3 . S2CID 9820570 . 
  55. ^ Ver fluido oscuro .
  56. ^ Rafael JF Marcondes (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 Bibliográfico : 2011GReGr..43 ... 93E . doi : 10.1007 / s10714-010-1073-6 . S2CID 119169726 . 
  58. Vagnozzi, Sunny; 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 Royal Astronomical Society . 493 (1): 1139-1152. arXiv : 1911.12374 . Código Bib : 2020MNRAS.493.1139V . doi : 10.1093 / mnras / staa311 .
  59. ^ Chevallier, M; Polarski, D (2001). "Acelerando universos con escala de materia oscura". International Journal of Modern Physics D . 10 (2): 213–224. arXiv : gr-qc / 0009008 . Código bibliográfico : 2001IJMPD..10..213C . doi : 10.1142 / S0218271801000822 . S2CID 16489484 . 
  60. ^ 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 Bibliográfico : 2003PhRvL..90i1301L . doi : 10.1103 / PhysRevLett.90.091301 . PMID 12689209 . S2CID 16219710 .  
  61. ^ Alcañiz, EM; Alcañiz, JS (2008). "Un modelo paramétrico de energía oscura". Physics Letters B . 666 (5): 415–419. arXiv : 0805.1713 . Código bibliográfico : 2008PhLB..666..415B . doi : 10.1016 / j.physletb.2008.08.012 . S2CID 118306372 . 
  62. ^ Jassal, HK; Bagla, JS (2010). "Comprender el origen de las limitaciones de CMB sobre la energía oscura". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 405 (4): 2639–2650. arXiv : astro-ph / 0601389 . Código Bibliográfico : 2010MNRAS.405.2639J . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16647.x . S2CID 9144993 . 
  63. ^ Wetterich, C. (2004). "Parametrización fenomenológica de la quintaesencia". Physics Letters B . 594 (1–2): 17–22. arXiv : astro-ph / 0403289 . Código Bibliográfico : 2004PhLB..594 ... 17W . doi : 10.1016 / j.physletb.2004.05.008 .
  64. ^ Oztas, A .; Dil, E .; Smith, ML (2018). "La constante cosmológica variable: una nueva aproximación a las ecuaciones de Friedmann y el modelo del universo". Lun. No. R. Astron. Soc . 476 (1): 451–458. Código bibliográfico : 2018MNRAS.476..451O . doi : 10.1093 / mnras / sty221 .
  65. ^ 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 Bib : 2018MNRAS.481.2228O . doi : 10.1093 / mnras / sty2375 .
  66. ^ Wiltshire, David L. (2007). "Solución exacta al problema de promedios en cosmología". Cartas de revisión física . 99 (25): 251101. arXiv : 0709.0732 . Código bibliográfico : 2007PhRvL..99y1101W . doi : 10.1103 / PhysRevLett.99.251101 . PMID 18233512 . S2CID 1152275 .  
  67. ^ Ishak, Mustapha; Richardson, James; Garred, David; Whittington, Dalila; Nwankwo, Anthony; Sussman, Roberto (2008). "¿Energía oscura o aceleración aparente debido a un modelo cosmológico relativista más complejo que FLRW?". Physical Review D . 78 (12): 123531. arXiv : 0708.2943 . Código Bibliográfico : 2008PhRvD..78l3531I . doi : 10.1103 / PhysRevD.78.123531 . S2CID 118801032 . 
  68. ^ Mattsson, Teppo (2010). "Energía oscura como espejismo". Gen. Rel. Grav . 42 (3): 567–599. arXiv : 0711.4264 . Código bibliográfico : 2010GReGr..42..567M . doi : 10.1007 / s10714-009-0873-z . S2CID 14226736 . 
  69. ^ Clifton, Timothy; Ferreira, Pedro (abril de 2009). "¿Existe realmente la energía oscura?". Scientific American . 300 (4): 48–55. Código Bibliográfico : 2009SciAm.300d..48C . doi : 10.1038 / scientificamerican0409-48 . PMID 19363920 . 
  70. ^ Wiltshire, D. (2008). "Principio de equivalencia cosmológica y límite de campo débil". Physical Review D . 78 (8): 084032. arXiv : 0809.1183 . Código Bibliográfico : 2008PhRvD..78h4032W . doi : 10.1103 / PhysRevD.78.084032 . S2CID 53709630 . 
  71. ^ Gray, Stuart (8 de diciembre de 2009). "Las preguntas oscuras permanecen sobre la energía oscura" . ABC Science Australia . Consultado el 27 de enero de 2013 .
  72. ^ Merali, Zeeya (marzo de 2012). "¿Está mal la obra más grande de Einstein, porque no fue lo suficientemente lejos?" . Revista Discover . Consultado el 27 de enero de 2013 .
  73. ^ Wolchover, Natalie (27 de septiembre de 2011) 'Universo acelerado' podría ser solo una ilusión , NBC News
  74. ^ Tsagas, Christos G. (2011). "Movimientos peculiares, expansión acelerada y el eje cosmológico". Physical Review D . 84 (6): 063503. arXiv : 1107.4045 . Código Bibliográfico : 2011PhRvD..84f3503T . doi : 10.1103 / PhysRevD.84.063503 . S2CID 119179171 . 
  75. ^ JT Nielsen; A. Guffanti; S. Sarkar (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 .  
  76. ^ Stuart Gillespie (21 de octubre de 2016). "El universo se está expandiendo a un ritmo acelerado, ¿o no?" . Universidad de Oxford - Noticias y eventos - Blog de ciencia ( WP: NEWSBLOG ) .
  77. ^ Rubin, D .; Heitlauf, J. (6 de mayo de 2020). "¿Se está acelerando la expansión del universo? Todos los signos todavía apuntan a sí: una anisotropía dipolo local no puede explicar la energía oscura". El diario astrofísico . 894 (1): 68. arXiv : 1912.02191 . Código bibliográfico : 2020ApJ ... 894 ... 68R . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab7a16 . ISSN 1538-4357 . S2CID 208637339 .  
  78. ^ Universidad de Yonsei (6 de enero de 2020). "Nueva evidencia muestra que la suposición clave hecha en el descubrimiento de la energía oscura es errónea" . Phys.org . Consultado el 6 de enero de 2020 .
  79. ^ Kang, Yijung; et al. (2020). "Galaxias anfitrionas de tipo temprano de supernovas de tipo Ia. II. Evidencia de evolución de la luminosidad en cosmología de supernovas". El diario astrofísico . 889 (1): 8. arXiv : 1912.04903 . Código bibliográfico : 2020ApJ ... 889 .... 8K . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab5afc . S2CID 209202868 . 
  80. ^ Enero de 2020, Chelsea Gohd 09. "¿Ha sido desacreditada la energía oscura? Probablemente no" . Space.com . Consultado el 14 de febrero de 2020 .
  81. ^ Ver M. Sami; R. Myrzakulov (2015). "Aceleración cósmica tardía: ABCD de energía oscura y teorías modificadas de la gravedad". International Journal of Modern Physics D . 25 (12): 1630031. arXiv : 1309.4188 . Código bibliográfico : 2016IJMPD..2530031S . doi : 10.1142 / S0218271816300317 . S2CID 119256879 .  para una revisión reciente
  82. ^ Austin Joyce; Lucas Lombriser; Fabian Schmidt (2016). "Energía oscura vs gravedad modificada" . Revisión anual de ciencia nuclear y de partículas . 66 (1): 95. arXiv : 1601.06133 . Código Bibliográfico : 2016ARNPS..66 ... 95J . doi : 10.1146 / annurev-nucl-102115-044553 . S2CID 118468001 . 
  83. ^ Lombriser, Lucas; Lima, Nelson (2017). "Desafíos a la autoaceleración en gravedad modificada de ondas gravitacionales y estructura a gran escala". Physics Letters B . 765 : 382–385. arXiv : 1602.07670 . Código bibliográfico : 2017PhLB..765..382L . doi : 10.1016 / j.physletb.2016.12.048 . S2CID 118486016 . 
  84. ^ "La búsqueda para resolver el acertijo sobre la teoría de Einstein puede terminar pronto" . phys.org . 10 de febrero de 2017 . Consultado el 29 de octubre de 2017 .
  85. ^ "Batalla teórica: energía oscura vs gravedad modificada" . Ars Technica . 25 de febrero de 2017 . Consultado el 27 de octubre de 2017 .
  86. ^ Siegel, Ethan (2018). "Lo que los astrónomos desean que todos supieran sobre la materia oscura y la energía oscura" . Forbes (comienza con un blog de Bang) . Consultado el 11 de abril de 2018 .
  87. ^ a b Frieman, Joshua A .; Turner, Michael S .; Huterer, Dragan (1 de enero de 2008). "Energía oscura y el universo en aceleración". Revista anual de astronomía y astrofísica . 46 (1): 385–432. arXiv : 0803.0982 . Código Bibliográfico : 2008ARA & A..46..385F . doi : 10.1146 / annurev.astro.46.060407.145243 . S2CID 15117520 . 
  88. ^ Krauss, Lawrence M .; Scherrer, Robert J. (marzo de 2008). "¿El fin de la cosmología?" . Scientific American . 82 . Consultado el 6 de enero de 2011 .
  89. ^ ¿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)
  90. ^ a b Tejedor de líneas, Charles; Tamara M. Davis (2005). "Conceptos erróneos sobre el Big Bang" (PDF) . Scientific American . Archivado desde el original (PDF) el 19 de julio de 2011 . Consultado el 6 de noviembre de 2008 .
  91. ^ Loeb, Abraham (2002). "El futuro a largo plazo de la astronomía extragaláctica". Physical Review D . 65 (4): 047301. arXiv : astro-ph / 0107568 . Código bibliográfico : 2002PhRvD..65d7301L . doi : 10.1103 / PhysRevD.65.047301 . S2CID 1791226 . 
  92. ^ Krauss, Lawrence M .; Robert J. Scherrer (2007). "El retorno de un universo estático y el fin de la cosmología". Relatividad general y gravitación . 39 (10): 1545-1550. arXiv : 0704.0221 . Código Bibliográfico : 2007GReGr..39.1545K . doi : 10.1007 / s10714-007-0472-9 . S2CID 123442313 . 
  93. ^ Uso de pequeñas partículas para responder preguntas gigantes . Ciencia Viernes 3 de abril de 2009. Según la transcripción , 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, habrá desaparecido. Todo el universo desaparecerá. ante nuestros propios ojos, y es uno de mis argumentos para financiar la cosmología. Tenemos que hacerlo mientras tengamos la oportunidad ".
  94. ^ Cómo funciona el universo 3 . Fin del Universo. Canal de descubrimiento. 2014.
  95. ^ 'Universo cíclico' puede explicar la constante cosmológica , NewScientistSpace, 4 de mayo de 2006
  96. ^ 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 : 2002Sci ... 296.1436S . doi : 10.1126 / science.1070462 . PMID 11976408 . S2CID 1346107 .  
  97. ^ 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 bibliográfico : 2017SHPMP..57 ... 41M . doi : 10.1016 / j.shpsb.2016.12.002 . S2CID 119401938 . 

Enlaces externos [ editar ]

  • Dark Energy on In Our Time en la BBC
  • Estudios de energía oscura en el CERN
  • Linder, Eric (2008). "Energía oscura" . Scholarpedia . 3 (2): 4900. Código bibliográfico : 2008SchpJ ... 3.4900L . doi : 10.4249 / scholarpedia.4900 .
  • Energía oscura: como cambió el paradigma Physicsworld.com
  • Dennis Overbye (noviembre de 2006). "Informó de 'energía oscura' de 9 mil millones de años" . The New York Times .
  • "La presencia prolongada de la fuerza misteriosa" BBC News en línea (2006) Más evidencia de que la energía oscura es la constante cosmológica
  • "Imagen astronómica del día", una de las imágenes del fondo cósmico de microondas que confirmó la presencia de energía oscura y materia oscura.
  • Página de inicio de SuperNova Legacy Survey El Programa de Supernova de Legacy Survey de Canadá-Francia-Hawaii Telescope tiene como objetivo principal medir la ecuación de estado de la energía oscura. Está diseñado para medir con precisión varios cientos de supernovas de alto corrimiento al rojo.
  • "Informe de la Fuerza de Tarea de Energía Oscura"
  • "HubbleSite.org - Sitio web de energía oscura" La presentación multimedia explora la ciencia de la energía oscura y el papel del Hubble en su descubrimiento.
  • "Examinando el lado oscuro"
  • "Energía oscura y topología de tres variedades" Acta Physica Polonica 38 (2007), págs. 3633–3639
  • La Encuesta de Energía Oscura
  • La misión conjunta de energía oscura
  • Harvard: Energía oscura encontrada sofocando el crecimiento en el universo , fuente primaria
  • Abril de 2010 Artículo de la Revista Smithsonian
  • Experimento de energía oscura HETDEX
  • Preguntas frecuentes sobre energía oscura
  • "El Universo Oscuro" Erik Verlinde, Sabine Hossenfelder y Catherine Heymans debaten si las teorías de la materia oscura y la energía oscura son ciertas
  • Euclid ESA Satellite , una misión para mapear la geometría del universo oscuro
  • Energía oscura, ¿qué podría ser?