Energia fosca

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Cosmologia
WMAP.jpg
Temes relacionats
modifica

En cosmologia, l'energia fosca és una forma hipotètica d'energia que permea tot l'espai i que produeix una pressió negativa que origina una força gravitacional repulsiva. L'existència de l'energia fosca és 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 en 1998.[1]

Dues possibles formes de l'energia fosca són la constant cosmològica, una densitat d'energia contant que omple l'espai de forma homogènia, i l'anomenada quinta essència, un camp dinàmic la densitat d'energia del qual pot variar en el temps i l'espai. Per distingir l'una de 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 s'investiguen actualment.

No s'ha de confondre l'energia fosca amb la matèria fosca, ja que encara que ambdues semblen formar la major part de la massa de l'univers, la matèria fosca és una forma de matèria, mentre que l'energia fosca és un camp que omple tot l'espai.

Indicis de l'existència d'energia fosca[modifica | modifica el codi]

El 1998 es va descobrir, mitjançant observacions de supernoves del 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 lents gravitatòries i de la nucleosíntesi primigènia d'elements lleugers.

Les supernoves del 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 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, cosa que possibilita que es puguin observar fins i tot en les galàxies més llunyanes. El 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 creia 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, per 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 formada per l'energia fosca, un 23% és matèria fosca (freda i calenta) i un 4% matèria bariònica (la matèria comuna de la nostra experiència).

Naturalesa de l'energia fosca[modifica | modifica el codi]

Question dropshade.png
Problema no resolt en 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 encara 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 és present arreu. Els dos models més importants de matèria fosca (però no els únics) són la constant cosmològica i la quinta essència.

Constant cosmològica[modifica | modifica el codi]

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. Això és la constant cosmològica, a vegades anomenada Lambda, ja que per representar-la s'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). La raó d'aquesta pressió negativa es pot veure a partir de la termodinàmica clàssica. El 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 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 qual s'hauria de cancel·lar gairebé, però no exactament, amb un terme de signe oposat igualment molt gran. Algunes teories 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» en 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 continua sent la 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 estàndard actual de la cosmologia, el model Lambda-CDM, inclou la constant cosmològica com a característica bàsica.

Quinta essència[modifica | modifica el codi]

Article principal: Quinta essència

Una altra possibilitat és que l'energia fosca sorgeixi a partir d'excitacions corpusculars d'algun tipus de camp dinàmic, batejat irònicament amb el nom de «quinta essència». Aquest camp difereix de la constant cosmològica pel fet que pot variar en el temps i en l'espai. Com que no s'acumula i no forma estructures com la 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 prova experimental de la quinta essència, però tampoc no se'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 quinta essència són les violacions del principi d'equivalència d'Einstein i de la variació de les constants fonamentals en l'espai o en el temps. El 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 masses.

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

Altres hipòtesis[modifica | modifica el codi]

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 escala molt gran, superior a la dels supercúmuls de galàxies. Malgrat tot, els intents de modificar la relativitat general originat, al final, teories equivalents a la de la quinta essència o són inconsistents amb les observacions.

Altres idees per a l'energia fosca procedeixen de la teoria de cordes, la cosmologia de branes i el principi hologràfic, però no han demostrat que siguin tan útils com la quinta essència o la constant cosmològica.

Implicacions per al destí de l'univers[modifica | modifica el codi]

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 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 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'atracció gravitatòria de la massa que forma l'univers és major que la pressió d'expansió de l'univers, per la qual cosa aquest es tornaria a contreure (i s'esdevindria l'anomenat Big Crunch). No obstant això, en avaluar la massa total de l'univers es va detectar de seguida que hi mancava matèria perquè 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 conté. 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 quinta essència la densitat de l'energia fosca augmenta amb el temps, cosa 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).

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Alonso L. Naturaleza del universo. Investigación y ciencia. Octubre 2013 Nº 445: 93-95

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]