Sari la conținut

Energie întunecată

De la Wikipedia, enciclopedia liberă

În cosmologia fizică⁠(d) și în astronomie, energia întunecată este o formă ipotetică de energie care influențează Universul la cele mai mari scări. Efectul său principal este de a determina expansiunea accelerată a Universului⁠(d).[1] De asemenea, ea încetinește rata de formare a structurilor.[1]

Presupunând că modelul cosmologic Lambda-CDM este corect, energia întunecată domină Universul, contribuind în prezent cu aproximativ 68,3% din conținutul energetic total al Universului observabil, în timp ce materia întunecată și materia barionică obișnuită contribuie cu aproximativ 27%, respectiv 5%, iar alte componente, precum neutrinii și fotonii, sunt aproape neglijabile.[2][3]

Densitatea energiei întunecate este foarte mică, de ordinul a 7×10−30 g/cm3 sau 6×10−10 J/m3 în echivalent masă–energie, mult mai mică decât densitatea materiei obișnuite sau a materiei întunecate din galaxii. Cu toate acestea, ea domină conținutul masă–energie al Universului deoarece este distribuită uniform în spațiu.[4][5]

Primele dovezi observaționale ale existenței energiei întunecate au provenit din măsurători ale supernovelor. Supernovele de tip Ia au o luminozitate aproape constantă, ceea ce înseamnă că pot fi folosite ca indicatori fiabili ai distanței. Compararea acestei distanțe cu deplasarea spre roșu, care măsoară viteza cu care supernova se îndepărtează, arată că expansiunea Universului este accelerată.[6]

Înaintea acestor observații, se credea că atracția gravitațională exercitată de materie și energie ar face ca expansiunea Universului să încetinească în timp. De la descoperirea expansiunii accelerate, au fost identificate mai multe linii independente de dovezi care susțin existența energiei întunecate, inclusiv recentele observații DESI (2024-2025) care sugerează o posibilă evoluție temporală a acesteia.[7][8]

Natura exactă a energiei întunecate rămâne necunoscută, iar pentru explicarea ei au fost propuse mai multe ipoteze. Principalii candidați sunt constanta cosmologică, care reprezintă o densitate de energie constantă ce umple omogen spațiul, și câmpurile scalare, adică mărimi dinamice a căror densitate de energie poate varia în timp și spațiu, cum sunt chintesența sau moduli. Alte posibilități includ energia întunecată interactivă, un efect observațional, cuplajul cosmologic și alte modele alternative.[9]

Istoria descoperirii și speculații anterioare

[modificare | modificare sursă]

Constanta cosmologică a lui Einstein

[modificare | modificare sursă]

Constanta cosmologică este cel mai simplu candidat pentru energia întunecată. Ea este un termen constant care poate fi adăugat la ecuațiile de câmp ale lui Einstein din relativitate generală. Dacă este interpretată ca termen-sursă în ecuația de câmp, ea poate fi considerată echivalentă cu energia vidului, adică cu energia spațiului gol.[10]

Constanta cosmologică a fost propusă inițial de Albert Einstein ca mecanism pentru obținerea unei soluții a ecuațiilor gravitației care să descrie un Univers static, adică un Univers care nu se dilată și nu se contractă. În acest fel, energia întunecată juca rolul unei componente care compensa efectul gravitației obișnuite.[11]

Einstein a notat constanta cosmologică prin litera grecească Lambda. El a afirmat că introducerea acesteia impune ca spațiul gol să joace rolul unor „mase gravitaționale negative” distribuite uniform în spațiul interstelar.[12]

Ulterior s-a înțeles că acest mecanism reprezintă un exemplu de ajustare fină⁠(d) și că modelul static al lui Einstein nu este stabil: neomogenitățile locale ar conduce inevitabil fie la o expansiune necontrolată, fie la o contracție. Echilibrul dinamic este instabil, deoarece, dacă Universul se extinde chiar și foarte puțin, expansiunea eliberează energie de vid, ceea ce duce la o expansiune și mai rapidă; în mod analog, un Univers care începe să se contracte va continua să se contracte.[13]

Conform interpretării relativiste, spațiul gol poate avea propria energie. Deoarece această energie este o proprietate a spațiului însuși, ea nu se diluează pe măsură ce spațiul se extinde. Pe măsură ce apare mai mult spațiu, apare și mai multă energie a vidului, ceea ce poate produce o expansiune accelerată.[14]

Aceste tipuri de perturbații sunt inevitabile din cauza distribuției neuniforme a materiei în Univers. În plus, observațiile realizate de Edwin Hubble în 1929 au arătat că Universul pare să se afle în expansiune și nu este static. Se spune că Einstein ar fi numit eșecul său de a anticipa ideea unui Univers dinamic, spre deosebire de unul static, „cea mai mare greșeală” a vieții sale.[15]

Energia întunecată inflaționară

[modificare | modificare sursă]

Alan Guth și Alexei Starobinskii au propus în 1980 că un câmp cu presiune negativă, asemănător conceptual energiei întunecate, ar putea conduce inflația cosmică din Universul foarte timpuriu. Inflația presupune că o anumită forță repulsivă, asemănătoare din punct de vedere calitativ energiei întunecate, a produs o expansiune enormă și exponențială a Universului în primele sale momente.[16]

O asemenea expansiune este o componentă esențială a majorității modelelor actuale ale Big Bangului. Totuși, inflația trebuie să se fi produs la o densitate de energie mult mai mare decât cea a energiei întunecate observate astăzi și se consideră că ea s-a încheiat complet când Universul avea numai o fracțiune de secundă. Nu este clar ce relație există, dacă există vreuna, între energia întunecată și inflație.[17]

Energia întunecată la epoci târzii

[modificare | modificare sursă]

După acceptarea modelelor inflaționare, constanta cosmologică a fost considerată mult timp irelevantă pentru Universul actual. Aproape toate modelele inflaționare prezic că densitatea totală masă–energie a Universului ar trebui să fie foarte apropiată de densitatea critică⁠(d). În anii 1980, cea mai mare parte a cercetărilor cosmologice s-a concentrat asupra modelelor în care densitatea critică era asigurată exclusiv de materie, de regulă aproximativ 95% materie întunecată rece și 5% materie obișnuită.[18]

S-a constatat că aceste modele aveau succes în descrierea formării galaxiilor și roiurilor de galaxii, dar la sfârșitul anilor 1980 au apărut mai multe dificultăți. În special, modelul necesita o valoare a constantei Hubble mai mică decât cea sugerată de observații și subestima aglomerarea galaxiilor la scară mare. Aceste dificultăți au devenit și mai evidente după descoperirea anizotropiei radiației cosmice de fond de către satelitul COBE, iar până la mijlocul anilor 1990 au fost studiate activ mai multe modele modificate de materie întunecată rece, inclusiv modelul Lambda-CDM și modelul mixt de materie întunecată rece și fierbinte.[19]

Primele dovezi directe pentru energia întunecată au provenit în 1998 din observații ale supernovelor, care au indicat o expansiune accelerată a Universului, în lucrările lui Adam Riess și colaboratorii săi, respectiv Saul Perlmutter și colaboratorii săi.[20][21]

Ulterior, modelul Lambda-CDM a devenit modelul cosmologic dominant. La scurt timp după aceea, energia întunecată a fost susținută și de observații independente. În anul 2000, experimentele de fond cosmic BOOMERanG⁠(d) și MAXIMA⁠(d) au observat primul vârf acustic al radiației cosmice de fond, arătând că densitatea totală masă–energie a Universului este apropiată de 100% din densitatea critică. Apoi, în 2001, 2dF Galaxy Redshift Survey⁠(d) a furnizat dovezi puternice că densitatea materiei este de aproximativ 30% din densitatea critică. Diferența mare dintre aceste două rezultate indică existența unei componente netede de energie întunecată care reprezintă restul.[22]

Măsurători mult mai precise efectuate ulterior de WMAP între 2003 și 2010 au continuat să susțină modelul standard și au permis determinări mai exacte ale parametrilor cosmologici esențiali.

Termenul energie întunecată a fost introdus de cosmologul Michael S. Turner⁠(d) în 1998, într-un articol scris împreună cu Saul Perlmutter și Martin White.[23]

Natură

[modificare | modificare sursă]

Natura energiei întunecate este chiar mai ipotetică decât cea a materiei întunecate, iar multe aspecte ale sale rămân în domeniul speculației.[24]

Se consideră că energia întunecată este foarte omogenă și nu foarte densă și nu se știe să interacționeze prin niciuna dintre interacțiunile fundamentale, cu excepția gravitației. Deoarece este foarte rarefiată, este puțin probabil să poată fi detectată în experimente de laborator. Motivul pentru care poate avea un efect atât de profund asupra Universului, deși este atât de diluată, este că se presupune că umple uniform spațiul, inclusiv regiunile aparent goale.[25]

Energia vidului⁠(d), adică perechile particulă–antiparticulă generate și anihilate reciproc într-un interval de timp compatibil cu principiul incertitudinii al lui Heisenberg, a fost adesea invocată drept contribuția principală la energia întunecată. Echivalența masă–energie, așa cum este ea formulată în relativitate generală, implică faptul că energia vidului ar trebui să producă efecte gravitaționale. În consecință, este de așteptat ca energia vidului să contribuie la constanta cosmologică, care, la rândul ei, influențează expansiunea accelerată a Universului. Totuși, problema constantei cosmologice⁠(d) constă în dezacordul enorm dintre valorile observate ale densității energiei vidului și valoarea teoretică foarte mare a energiei de punct zero dedusă din teoria cuantică a câmpului; această problemă rămâne nerezolvată.[26]

Independent de natura sa reală, energia întunecată trebuie să aibă o presiune negativă puternică pentru a explica accelerarea observată a expansiunii Universului. Conform relativității generale, presiunea din interiorul unei substanțe contribuie la efectul gravitațional al acesteia asupra altor obiecte, la fel ca densitatea sa de masă. Acest lucru se întâmplă deoarece mărimea fizică ce determină efectele gravitaționale ale materiei este tensorul energie–impuls, care conține atât densitatea de energie sau de materie, cât și presiunea. În cadrul metricii Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker⁠(d), se poate arăta că o presiune negativă constantă puternică, adică o tensiune uniformă în întregul Univers, produce o accelerare a expansiunii dacă Universul este deja în expansiune sau o încetinire a contracției dacă Universul este deja în contracție. Acest efect de accelerare este uneori numit „repulsie gravitațională”.[27]

Definiție tehnică

[modificare | modificare sursă]

În cosmologia standard, Universul are trei componente majore: materia, radiația și energia întunecată. Materia este orice componentă a cărei densitate de energie scade proporțional cu inversul cubului factorului de scară, adică , în timp ce radiația este orice componentă a cărei densitate de energie scade proporțional cu inversul puterii a patra a factorului de scară, adică . Acest lucru poate fi înțeles intuitiv observând că, pentru particulele obișnuite dintr-o cutie cubică, dublarea lungimii muchiei cutiei reduce densitatea și, deci, densitatea de energie, cu un factor de opt. În cazul radiației, scăderea densității de energie este mai mare deoarece creșterea distanțelor spațiale produce și o deplasare spre roșu, ceea ce reduce energia.[28]

Componenta finală este energia întunecată. Ea este o proprietate intrinsecă a spațiului și are o densitate de energie constantă, indiferent de volumul considerat, adică . Prin urmare, spre deosebire de materia obișnuită, ea nu este diluată de expansiunea spațiului.[29]

Modificarea expansiunii în timp

[modificare | modificare sursă]
Diagramă care reprezintă expansiunea accelerată a universului datorită energiei întunecate

Sunt necesare măsurători de mare precizie ale expansiunii Universului pentru a înțelege cum se schimbă rata de expansiune în timp și spațiu. În cadrul relativității generale, evoluția ratei de expansiune este estimată din forma Universului și din ecuația cosmologică de stare, adică relația dintre temperatură, presiune și densitatea totală de materie, energie și energie a vidului pentru orice regiune a spațiului. Determinarea ecuației de stare a energiei întunecate reprezintă una dintre cele mai importante direcții ale cosmologiei observaționale actuale.[30]

Adăugarea constantei cosmologice la metrica cosmologică standard Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker⁠(d) conduce la modelul Lambda-CDM, numit adesea modelul standard al cosmologiei, datorită acordului său foarte bun cu observațiile.[31]

Rezultatele inițiale ale Supernova Legacy Survey⁠(d) au arătat că comportamentul mediu al energiei întunecate, adică ecuația sa de stare, se comportă ca constanta cosmologică a lui Einstein cu o precizie de aproximativ 10%.[32]

Rezultate mai recente au sugerat că energia întunecată a fost prezentă cel puțin în ultimii 9 miliarde de ani și și-a exercitat influența încă din perioada de dinaintea accelerării cosmice.[33]

În martie 2025, colaborarea DESI⁠(d) a anunțat că a găsit indicii mai puternice în favoarea unei energii întunecate care evoluează în timp, pe baza unei analize ce combină datele DESI privind oscilațiile acustice barionice⁠(d) cu date despre fondul cosmic de microunde, lentilaj gravitațional slab și supernove. Nivelul de semnificație raportat a fost cuprins între 2,8 și 4,2 sigma, iar rezultatele sugerează că densitatea energiei întunecate ar putea scădea lent în timp.[34]

Dovezi ale existenței

[modificare | modificare sursă]

Dovezile pentru existența energiei întunecate sunt indirecte, dar provin din trei surse independente:

  • măsurători ale distanțelor și relației lor cu deplasarea spre roșu, care sugerează că Universul s-a extins mai mult în a doua jumătate a existenței sale decât în prima;
  • necesitatea teoretică a unei forme suplimentare de energie, diferită de materie și de materia întunecată, pentru a explica un Univers observațional aproape plat;
  • măsurători ale modelelor de structură la scară mare din Univers.[35]

Supernove

[modificare | modificare sursă]
O supernovă de tip Ia (punctul luminos în stânga jos) în apropiere de NGC 4526

În 1998, High-Z Supernova Search Team⁠(d) a publicat observații ale supernovelor de tip Ia. În 1999, Supernova Cosmology Project⁠(d) a urmat cu rezultate care sugerau că expansiunea Universului este accelerată.[36][37]

Premiul Nobel pentru Fizică din 2011 a fost acordat lui Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt și Adam G. Riess pentru rolul lor conducător în această descoperire.[38]

De atunci, aceste observații au fost confirmate de mai multe surse independente. Măsurătorile radiației cosmice de fond, ale lentilajului gravitațional și ale structurii la scară mare a Universului, precum și măsurătorile îmbunătățite ale supernovelor, sunt compatibile cu modelul Lambda-CDM.[39]

Unii cercetători au susținut că singurele indicații reale pentru existența energiei întunecate provin din măsurători de distanță și din deplasările lor spre roșu asociate. Anizotropiile radiației cosmice de fond și oscilațiile acustice barionice ar arăta doar că distanțele până la o anumită deplasare spre roșu sunt mai mari decât ar fi de așteptat într-un univers Friedmann–Lemaître dominat de materie și în raport cu valoarea locală măsurată a constantei Hubble.[40]

Supernovele sunt utile în cosmologie deoarece sunt excelente lumânări standard la distanțe cosmologice. Ele permit măsurarea istoriei expansiunii Universului prin studierea relației dintre distanța până la un obiect și deplasarea sa spre roșu, care indică viteza cu care acesta se îndepărtează. Relația este aproximativ liniară, conform legii lui Hubble. Măsurarea deplasării spre roșu este relativ ușoară, însă determinarea distanței până la un obiect este mai dificilă. De regulă, astronomii folosesc lumânări standard, adică obiecte a căror strălucire intrinsecă sau magnitudine absolută este cunoscută. Acest lucru permite determinarea distanței pe baza strălucirii observate efective sau magnitudinii aparente. Supernovele de tip Ia sunt cele mai precise lumânări standard cunoscute la scări cosmologice, datorită luminozității lor foarte mari și foarte uniforme.[41]

Structura la scară mare

[modificare | modificare sursă]

Teoria structurii la scară mare, care descrie formarea structurilor cosmice — stele, quasari, galaxii, grupuri și roiuri de galaxii — sugerează, de asemenea, că densitatea materiei din Univers reprezintă doar aproximativ 30% din densitatea critică.

Un studiu publicat în 2011, WiggleZ galaxy survey, bazat pe observațiile a peste 200.000 de galaxii, a furnizat dovezi suplimentare în favoarea existenței energiei întunecate, deși mecanismul fizic exact care stă la baza acesteia rămâne necunoscut.[42]

Studiul WiggleZ, realizat de Australian Astronomical Observatory⁠(d), a măsurat deplasările spre roșu ale galaxiilor. Apoi, folosind faptul că oscilațiile acustice barionice⁠(d) au lăsat în distribuția materiei goluri cosmice regulate, cu diametre de aproximativ 150 Mpc, înconjurate de galaxii, aceste goluri au fost folosite ca „rigle standard” pentru estimarea distanțelor până la galaxii aflate la până la 2.000 Mpc, corespunzătoare unei deplasări spre roșu de 0,6. Acest lucru a permis estimări precise ale vitezelor galaxiilor pornind de la deplasarea spre roșu și distanță.

Datele au confirmat accelerarea cosmică până la aproximativ jumătate din vârsta actuală a Universului, adică în urmă cu circa 7 miliarde de ani, și au constrâns neomogenitatea energiei întunecate la aproximativ o parte din zece.[43] Acest rezultat reprezintă o confirmare a accelerației cosmice independentă de observațiile supernovelor.

Radiația cosmică de fond

[modificare | modificare sursă]
Împărțirea estimată a energiei totale din univers în materie, materie întunecată și energie întunecată, bazată pe date WMAP de cinci ani[44]

Existența energiei întunecate, indiferent de forma ei exactă, este necesară pentru a reconcilia geometria măsurată a spațiului cu cantitatea totală de materie din Univers. Măsurătorile anizotropiilor radiației cosmice de fond indică faptul că Universul este foarte apropiat de a fi plat.

Pentru ca forma Universului să fie plată, densitatea masă–energie a Universului trebuie să fie egală cu densitatea critică⁠(d). Cantitatea totală de materie din Univers, incluzând barionii și materia întunecată, așa cum este dedusă din spectrul radiației cosmice de fond, reprezintă însă doar aproximativ 30% din densitatea critică. Aceasta implică existența unei forme suplimentare de energie care să explice restul de aproximativ 70%.[45]

Analiza pe șapte ani a datelor sondei WMAP a estimat un Univers alcătuit din 72,8% energie întunecată, 22,7% materie întunecată și 4,5% materie obișnuită. Lucrările publicate în 2013, pe baza observațiilor realizate de Planck⁠(d), au furnizat o estimare mai precisă: 68,3% energie întunecată, 26,8% materie întunecată și 4,9% materie obișnuită.[46]

Efectul Sachs–Wolfe integrat târziu

[modificare | modificare sursă]

Expansiunea cosmică accelerată face ca puțurile și dealurile de potențial gravitațional să se aplatizeze atunci când fotonii le traversează, producând zone reci și calde în radiația cosmică de fond, aliniate cu supergoluri și superroiuri de galaxii de mari dimensiuni.

Acest așa-numit efect Sachs–Wolfe integrat⁠(d) târziu este un semnal direct al energiei întunecate într-un Univers plat.[47] El a fost raportat cu semnificație statistică ridicată în 2008 de Ho și colaboratorii, respectiv de Giannantonio și colaboratorii.[48][49]

Date observaționale ale constantei Hubble

[modificare | modificare sursă]

O abordare mai nouă pentru testarea dovezilor în favoarea energiei întunecate utilizează parametrul Hubble observat, cunoscut și sub denumirea de observational Hubble data sau „cronometre cosmice”. Această metodă a atras o atenție considerabilă în ultimii ani.

Parametrul Hubble, , este măsurat în funcție de deplasarea spre roșu cosmologică. Datele observaționale de acest tip urmăresc direct istoria expansiunii Universului prin folosirea galaxiilor pasiv evoluate de tip timpuriu ca „cronometre cosmice”.[50]

Ideea centrală este măsurarea evoluției diferențiale a vârstei acestor galaxii în funcție de deplasarea spre roșu. Astfel se obține o estimare directă a parametrului Hubble,

Faptul că metoda se bazează pe o mărime diferențială, , oferă informație suplimentară și este avantajos din punct de vedere calculistic, deoarece poate reduce multe dintre problemele comune și efectele sistematice. Analizele bazate pe supernove și pe oscilații acustice barionice⁠(d) depind de integrale ale parametrului Hubble, în timp ce îl măsoară direct. Din acest motiv, această metodă a fost utilizată pe scară largă pentru investigarea expansiunii accelerate a Universului și pentru studiul proprietăților energiei întunecate.[necesită citare]

Teorii ale energiei întunecate

[modificare | modificare sursă]

Statutul energiei întunecate ca entitate ipotetică, cu proprietăți încă necunoscute, face din ea o țintă importantă a cercetării actuale. Problema este abordată din mai multe direcții: prin modificarea teoriei gravitației acceptate în prezent, adică relativitatea generală, prin încercarea de a determina mai precis proprietățile energiei întunecate și prin căutarea unor explicații alternative pentru datele observaționale.

Ecuația de stare a energiei întunecate pentru 4 modele comune prin Redshift.[51] A: Modelul CPL, B: Modelul Jassal, C: Modelul Barboza & Alcaniz, D: Modelul Wetterich

Constanta cosmologică

[modificare | modificare sursă]
Distribuția estimată a materiei și energiei în univers[52]

Cea mai simplă explicație pentru energia întunecată este că ea reprezintă un cost intrinsec, fundamental, al existenței spațiului, adică o constantă cosmologică. Acest model este, în esență, identic cu energia de vid și este adesea notat prin . Deoarece multe teorii ale particulelor prezic fluctuații ale vidului, care ar conferi energiei vidului exact această formă, mulți fizicieni se așteaptă ca constanta cosmologică să fie nenulă, dar foarte mică.

Cea mai mare problemă teoretică a constantei cosmologice este existența unei diferențe uriașe între teoriile câmpurilor cuantice și valoarea observată. Teoria cuantică a câmpului prezice în mod natural o valoare a energiei vidului cu până la 120 de ordine de mărime mai mare decât cea dedusă din observații. Această discrepanță trebuie explicată printr-un mecanism încă necunoscut, care aproape anulează contribuția energiei de vid, dar lasă totuși un rest foarte mic, nenul.[53]

Deși constanta cosmologică este cea mai simplă explicație pentru energia întunecată, mulți fizicieni o consideră nesatisfăcătoare din cauza problemei ajustării fine, a problemei coincidenței cosmice și a absenței unei justificări fizice profunde pentru o valoare atât de mică, dar diferită de zero. Din acest motiv, sunt luate în calcul și modele alternative ale energiei întunecate.

Chintesența

[modificare | modificare sursă]

În modelele de chintesență, energia întunecată este atribuită unui câmp scalar dinamic, spre deosebire de constanta cosmologică, care rămâne neschimbată în timp și spațiu. Pentru ca aceste modele să poată explica observațiile, câmpul scalar trebuie să evolueze lent astfel încât să exercite o presiune negativă.

Chintesența diferă de constanta cosmologică prin faptul că poate varia în timp și spațiu. Pentru a nu forma aglomerări și structuri la scări comparabile cu cele ale materiei, astfel de câmpuri trebuie să aibă o lungime Compton foarte mare.

Nu există, deocamdată, dovezi ale existenței chintesenței, astfel încât nici ea nu este exclusă. În general, modelele de acest tip prezic o accelerare ceva mai lentă a expansiunii Universului decât cea generată de o constantă cosmologică. Unii fizicieni consideră că cele mai bune dovezi în favoarea chintesenței ar putea proveni din încălcări ale principiului echivalenței al lui Einstein și din variații în timp ale constantelor fundamentale din spațiu sau timp.[54] Câmpurile scalare sunt prezise de Modelul Standard și de teoria corzilor, însă apare o problemă analogă cu cea a constantei cosmologice: teoria renormalizării prezice că aceste câmpuri scalare ar trebui să aibă mase foarte mari.[55]

Modelul de fluid fantomă

[modificare | modificare sursă]

În acest model, densitatea de energie a energiei întunecate crește în timp. O astfel de energie întunecată este adesea numită energie fantomă. Ea poate fi parametrizată printr-o ecuație de stare cosmologică de forma , ceea ce implică, prin analogie cu alte câmpuri scalare, o energie cinetică negativă. Totuși, un asemenea model este extrem de instabil la nivel cuantic, ceea ce îl face problematic din punct de vedere teoretic.[56]

Unele observații au sugerat că valoarea parametrului ecuației de stare ar putea fi mai mică decât −1, dar analizele curente nu permit o concluzie fermă. Potrivit acestor modele, efectul energiei întunecate crește fără limită și poate ajunge să domine toate celelalte interacțiuni din Univers, conducând în cele din urmă la un scenariu de tip Big Rip, în care roiurile de galaxii, galaxiile, stelele, planetele și chiar atomii ar fi dezagregați de expansiunea cosmică într-un timp finit.[57]

Gazul Chaplygin

[modificare | modificare sursă]

În modelul gazului Chaplygin⁠(d), energia întunecată este tratată ca un fluid exotic cu ecuația de stare

unde este un număr pozitiv, iar este de obicei luat egal cu 1 în forma originală a modelului.

Acest model poate fi interpretat ca o descriere unificată a materiei întunecate și a energiei întunecate, deoarece la epoci timpurii se comportă asemănător materiei, iar la epoci târzii se comportă asemănător unei constante cosmologice.

Modelul a atras interes considerabil, dar nu este susținut în general de observații, care tind să favorizeze modelul Lambda-CDM față de gazul Chaplygin simplu.[58]

Gravitația modificată

[modificare | modificare sursă]

O alternativă la energia întunecată este ipoteza că relativitatea generală nu mai este o teorie corectă pe cele mai mari scări cosmologice. Astfel de modele modifică teoria gravitației și încearcă să explice observațiile fără a introduce explicit o componentă de energie întunecată.

Există numeroase teorii de gravitație modificată, inclusiv modele de tip gravitație f(R)⁠(d), modele braneworld și alte extensii ale relativității generale. Multe dintre ele pot reproduce anumite observații, dar în general se confruntă cu dificultăți în a explica simultan toate datele disponibile și în a rămâne compatibile cu testele locale ale gravitației.[59]

Implicații pentru soarta Universului

[modificare | modificare sursă]

Cosmologii estimează că accelerația⁠(d) cosmică a început în urmă cu aproximativ 5 miliarde de ani.[60] Înainte de aceasta, se crede că expansiunea încetinea sub influența dominantă a materiei. Într-un univers dominat de materie întunecată, expansiunea ar fi mai lentă decât într-un univers dominat de energie întunecată. În schimb, accelerația observată în prezent sugerează că expansiunea va continua să se accelereze, cel puțin în cadrul modelului standard.

Dacă accelerația continuă la nesfârșit, rezultatul final ar fi că galaxiile din afara super-roiului local vor trece dincolo de orizontul cosmologic, astfel încât lumina lor nu va mai putea ajunge la noi. Într-un astfel de scenariu, Universul ar deveni din ce în ce mai rece, mai întunecat și mai gol. Acest scenariu este cunoscut sub numele de Big Freeze.[61]

Pe de altă parte, dacă energia întunecată crește în intensitate în timp, ca în modelele de tip fantomă, atunci expansiunea ar putea deveni atât de puternică încât să distrugă, într-un timp finit, toate structurile legate gravitațional și chiar structurile atomice. Acest posibil final este numit Marea ruptură.[62]

Note

[modificare | modificare sursă]
  1. 1 2 Huterer, Dragan (decembrie 2023). „Growth of cosmic structure”. The Astronomy and Astrophysics Review. 31 (1). arXiv:2212.05003 Accesibil gratuit. Bibcode:2023AARv..31....2H Verificați |bibcode= length (ajutor). doi:10.1007/s00159-023-00147-4. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  2. ↑ Davoust, Emmanuel. "A hundred years of science at the Pic du Midi Observatory". arXiv:astro-ph/9707201
  3. ↑ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Alves, M. I. R.; et al. (Planck Collaboration) (). „Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results”. Astronomy and Astrophysics. 571: A1. arXiv:1303.5062 Accesibil gratuit. Bibcode:2014A&A...571A...1P. doi:10.1051/0004-6361/201321529.
  4. ↑ Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (). „Why the cosmological constant is small and positive”. Science. 312 (5777): 1180–1183. arXiv:astro-ph/0605173 Accesibil gratuit. Bibcode:2006Sci...312.1180S. doi:10.1126/science.1126231. PMID 16675662.
  5. ↑ „Dark Energy”. HyperPhysics. Arhivat din original la . Accesat în .
  6. ↑ Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (). „The cosmological constant and dark energy”. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347 Accesibil gratuit. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.
  7. ↑ Overbye, Dennis (). „Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast?”. The New York Times. Arhivat din originalNecesită abonament cu plată la . Accesat în .
  8. ↑ „New DESI Results Strengthen Hints That Dark Energy May Evolve”. Berkeley Lab. . Accesat în .
  9. ↑ Carroll, Sean (). „The cosmological constant”. Living Reviews in Relativity. 4 (1). arXiv:astro-ph/0004075 Accesibil gratuit. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042 Accesibil gratuit. PMID 28179856. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  10. ↑ Carroll, Sean M. (). „The cosmological constant”. Living Reviews in Relativity. 4 (1). arXiv:astro-ph/0004075 Accesibil gratuit. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042 Accesibil gratuit. PMID 28179856. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  11. ↑ Harvey, Alex (). „How Einstein Discovered Dark Energy”. arXiv:1211.6338 Accesibil gratuit [physics.hist-ph].
  12. ↑ „Volume 7: The Berlin Years: Writings, 1918–1921, English translation supplement”. einsteinpapers.press.princeton.edu. Accesat în .
  13. ↑ O'Raifeartaigh, C.; O'Keeffe, M.; Nahm, W.; Mitton, S. (). „Einstein's 1917 Static Model of the Universe: A Centennial Review”. European Physical Journal H. 42: 431–474.
  14. ↑ „Dark Energy, Dark Matter”. Science Mission Directorate. Arhivat din original la . Accesat în .
  15. ↑ Gamow, George (). My World Line: An Informal Autobiography.
  16. ↑ Guth, Alan H. (). „Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems”. Physical Review D. 23 (2): 347–356. doi:10.1103/PhysRevD.23.347.
  17. ↑ Starobinsky, A. A. (). „A new type of isotropic cosmological models without singularity”. Physics Letters B. 91 (1): 99–102. doi:10.1016/0370-2693(80)90670-X.
  18. ↑ Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (). „The cosmological constant and dark energy”. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347 Accesibil gratuit. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.
  19. ↑ Smoot, George F.; et al. (). „Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps”. Astrophysical Journal Letters. 396: L1–L5. doi:10.1086/186504.
  20. ↑ Riess, Adam G.; et al. (). „Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant”. Astronomical Journal. 116 (3): 1009–1038. arXiv:astro-ph/9805201 Accesibil gratuit. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.
  21. ↑ Perlmutter, Saul; et al. (). „Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae”. Astrophysical Journal. 517 (2): 565–586. arXiv:astro-ph/9812133 Accesibil gratuit. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221.
  22. ↑ Spergel, D. N.; et al. (iunie 2007). „Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology”. Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449 Accesibil gratuit. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
  23. ↑ Perlmutter, S.; Turner, M.; White, M. (). „Constraining Dark Energy with Type Ia Supernovae and Large-Scale Structure”. Physical Review Letters. 83 (4): 670–673. arXiv:astro-ph/9901052 Accesibil gratuit. Bibcode:1999PhRvL..83..670P. doi:10.1103/PhysRevLett.83.670.
  24. ↑ Overbye, Dennis (). „Astronomers Report Evidence of Dark Energy Splitting the Universe”. The New York Times. Arhivat din original la . Accesat în .
  25. ↑ Rugh, S. E.; Zinkernagel, H. (). „The quantum vacuum and the cosmological constant problem”. Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics. 33 (4): 663–705. arXiv:hep-th/0012253 Accesibil gratuit. Bibcode:2002SHPMP..33..663R. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3.
  26. ↑ Rugh, S. E.; Zinkernagel, H. (). „The quantum vacuum and the cosmological constant problem”. Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics. 33 (4): 663–705. arXiv:hep-th/0012253 Accesibil gratuit. Bibcode:2002SHPMP..33..663R. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3.
  27. ↑ Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (). „The cosmological constant and dark energy”. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347 Accesibil gratuit. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.
  28. ↑ Baumann, Daniel. „Cosmology, Part III Mathematical Tripos, Cambridge University” (PDF). pp. 21–22. Arhivat din original (PDF) la . Accesat în .
  29. ↑ Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (). „The cosmological constant and dark energy”. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347 Accesibil gratuit. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.
  30. ↑ Astier, Pierre; Guy, J. (). „The Supernova Legacy Survey: Measurement of \Omega_M, \Omega_\Lambda and w from the first year data set”. Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 31–48. arXiv:astro-ph/0510447 Accesibil gratuit. Bibcode:2006A&A...447...31A. doi:10.1051/0004-6361:20054185.
  31. ↑ Astier, Pierre; Guy, J. (). „The Supernova Legacy Survey: Measurement of \Omega_M, \Omega_\Lambda and w from the first year data set”. Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 31–48. arXiv:astro-ph/0510447 Accesibil gratuit. Bibcode:2006A&A...447...31A. doi:10.1051/0004-6361:20054185.
  32. ↑ Astier, Pierre; Guy, J. (). „The Supernova Legacy Survey: Measurement of \Omega_M, \Omega_\Lambda and w from the first year data set”. Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 31–48. arXiv:astro-ph/0510447 Accesibil gratuit. Bibcode:2006A&A...447...31A. doi:10.1051/0004-6361:20054185.
  33. ↑ Durrer, R. (). „What do we really know about Dark Energy?”. Philosophical Transactions of the Royal Society A. 369 (1957): 5102–5114. arXiv:1103.5331 Accesibil gratuit. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098/rsta.2011.0285. PMID 22084297.
  34. ↑ jennynuss (). „New DESI Results Strengthen Hints That Dark Energy May Evolve”. Berkeley Lab News Center (în engleză). Accesat în .
  35. ↑ Durrer, R. (). „What do we really know about Dark Energy?”. Philosophical Transactions of the Royal Society A. 369 (1957): 5102–5114. arXiv:1103.5331 Accesibil gratuit. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098/rsta.2011.0285. PMID 22084297.
  36. ↑ Riess, Adam G.; et al. (). „Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant”. Astronomical Journal. 116 (3): 1009–1038. arXiv:astro-ph/9805201 Accesibil gratuit. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.
  37. ↑ Perlmutter, Saul; et al. (). „Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae”. Astrophysical Journal. 517 (2): 565–586. arXiv:astro-ph/9812133 Accesibil gratuit. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221.
  38. ↑ „The Nobel Prize in Physics 2011”. Nobel Foundation. Arhivat din original la . Accesat în .
  39. ↑ Spergel, D. N.; et al. (WMAP collaboration) (iunie 2007). „Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology”. The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449 Accesibil gratuit. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
  40. ↑ Durrer, R. (). „What do we really know about Dark Energy?”. Philosophical Transactions of the Royal Society A. 369 (1957): 5102–5114. arXiv:1103.5331 Accesibil gratuit. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098/rsta.2011.0285. PMID 22084297.
  41. ↑ Brout, Dillon; Scolnic, Dan (octombrie 2022). „The Pantheon+ Analysis: Cosmological Constraints”. The Astrophysical Journal. 938 (2): 110. arXiv:2202.04077 Accesibil gratuit. Bibcode:2022ApJ...938..110B. doi:10.3847/1538-4357/ac8e04 Accesibil gratuit. ISSN 0004-637X.
  42. ↑ „New method confirms dark energy”. BBC News. . Arhivat din original la . Accesat în .
  43. ↑ „Dark energy is real”. Swinburne University of Technology. . Arhivat din original la .
  44. ↑ „Content of the Universe – Pie Chart”. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. National Aeronautics and Space Administration. Arhivat din original la . Accesat în .
  45. ↑ Spergel, D. N.; et al. (WMAP collaboration) (iunie 2007). „Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology”. The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449 Accesibil gratuit. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
  46. ↑ „Big Bang's afterglow shows universe is 80 million years older than scientists first thought”. The Washington Post. Arhivat din original la . Accesat în .
  47. ↑ Crittenden, Robert G.; Turok, Neil (). „Looking for \Lambda with the Rees-Sciama Effect”. Physical Review Letters. 76 (4): 575–578. arXiv:astro-ph/9510072 Accesibil gratuit. Bibcode:1996PhRvL..76..575C. doi:10.1103/PhysRevLett.76.575. PMID 10061494.
  48. ↑ Ho, Shirley; Hirata, Christopher; Padmanabhan, Nikhil; Seljak, Uroš; Bahcall, Neta (). „Correlation of cosmic microwave background with large-scale structure. I. ISW tomography and cosmological implications”. Physical Review D. 78 (4). arXiv:0801.0642 Accesibil gratuit. Bibcode:2008PhRvD..78d3519H. doi:10.1103/PhysRevD.78.043519. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  49. ↑ Giannantonio, Tommaso; Scranton, Ryan; Crittenden, Robert G.; Nichol, Robert; Boughn, Stephen; Myers, Adam D.; Richards, Gordon T. (). „Combined analysis of the integrated Sachs-Wolfe effect and cosmological implications”. Physical Review D. 77 (12). arXiv:0801.4380 Accesibil gratuit. Bibcode:2008PhRvD..77l3520G. doi:10.1103/PhysRevD.77.123520. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  50. ↑ Simon, Joan; Verde, Licia; Jimenez, Raul (). „Constraints on the redshift dependence of the dark energy potential”. Physical Review D. 71 (12). arXiv:astro-ph/0412269 Accesibil gratuit. Bibcode:2005PhRvD..71l3001S. doi:10.1103/PhysRevD.71.123001. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  51. ↑ by Ehsan Sadri Astrophysics MSc, Azad University, Tehran
  52. ↑ „Planck reveals an almost perfect universe”. Planck. ESA. . Arhivat din original la . Accesat în .
  53. ↑ Carroll, Sean M. (). „The cosmological constant”. Living Reviews in Relativity. 4 (1). arXiv:astro-ph/0004075 Accesibil gratuit. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042 Accesibil gratuit. PMID 28179856. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  54. ↑ Carroll, Sean M. (). „Quintessence and the Rest of the World”. Physical Review Letters. 81 (15): 3067–3070. arXiv:astro-ph/9806099 Accesibil gratuit. Bibcode:1998PhRvL..81.3067C. doi:10.1103/PhysRevLett.81.3067.
  55. ↑ Carroll, Sean M. (). „The cosmological constant”. Living Reviews in Relativity. 4 (1). arXiv:astro-ph/0004075 Accesibil gratuit. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042 Accesibil gratuit. PMID 28179856. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  56. ↑ Cline, James M.; Jeon, Sangyong; Moore, Guy D. (). „The phantom menaced: constraints on low-energy effective ghosts”. Physical Review D. 70 (4). arXiv:hep-ph/0311312 Accesibil gratuit. Bibcode:2004PhRvD..70d3543C. doi:10.1103/PhysRevD.70.043543. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  57. ↑ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Neal N. (). „Phantom Energy and Cosmic Doomsday”. Physical Review Letters. 91 (7). arXiv:astro-ph/0302506 Accesibil gratuit. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID 12935004. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  58. ↑ Sandvik, H. B.; Tegmark, Max; Zaldarriaga, Matias; Waga, Ioav (). „The end of unified dark matter?”. Physical Review D. 69 (12). arXiv:astro-ph/0212114 Accesibil gratuit. Bibcode:2004PhRvD..69l3524S. doi:10.1103/PhysRevD.69.123524. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)
  59. ↑ Clifton, Timothy; Ferreira, Pedro G.; Padilla, Antonio; Skordis, Constantinos (). „Modified Gravity and Cosmology”. Physics Reports. 513 (1–3): 1–189. arXiv:1106.2476 Accesibil gratuit. Bibcode:2012PhR...513....1C. doi:10.1016/j.physrep.2012.01.001.
  60. ↑ Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan (), „Dark Energy and the Accelerating Universe”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics (în engleză), 46 (1), pp. 385–432, doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145243, ISSN 0066-4146, accesat în
  61. ↑ Krauss, Lawrence M.; Starkman, Glenn D. (). „Life, The Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-Expanding Universe”. The Astrophysical Journal. 531 (1): 22–30. arXiv:astro-ph/9902189 Accesibil gratuit. Bibcode:2000ApJ...531...22K. doi:10.1086/308434.
  62. ↑ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Neal N. (). „Phantom Energy and Cosmic Doomsday”. Physical Review Letters. 91 (7). arXiv:astro-ph/0302506 Accesibil gratuit. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID 12935004. Parametru necunoscut |article-number= ignorat (ajutor)

Vezi și

[modificare | modificare sursă]

Legături externe

[modificare | modificare sursă]
Adus de la https://ro.wikipedia.org/w/index.php?title=Energie_întunecată&oldid=17584932