Energía oscura

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.Comprender la evolución del universo requiere conocer sus condiciones iniciales y su composición. Antes de estas observaciones, los científicos pensaban que todas las formas de materia y energía en el universo solo harían que la expansión se ralentizara con el tiempo. Las mediciones del fondo cósmico de microondas (CMB) sugieren que el universo comenzó en un Big Bang caliente, a partir del cual la relatividad general explica su evolución y el posterior movimiento a gran escala. Sin introducir una nueva forma de energía, no había forma de explicar cómo los científicos podían 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 para comprender la naturaleza fundamental de la energía oscura.

Suponiendo que el modelo de cosmología lambda-CDM sea correcto, las mejores mediciones actuales indican que la energía oscura contribuye con el 68% de la energía total en el universo observable actual. La masa-energía de la materia oscura y la materia ordinaria (bariónica) contribuye con un 26 % y un 5 %, respectivamente, y otros componentes como los neutrinos y los fotones contribuyen en una cantidad muy pequeña. La densidad de la energía oscura es muy baja (~ g/cm), mucho menor que la densidad de la materia ordinaria o la materia oscura dentro de las galaxias. Sin embargo, domina el contenido de energía y masa del universo porque es uniforme en todo el espacio.

Dos formas propuestas de energía oscura son la constante cosmológica (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 varían 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. Sin embargo, los campos escalares que cambian en el espacio pueden ser difíciles de distinguir de una constante cosmológica porque el cambio puede prolongarse.

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

Historia del descubrimiento y especulaciones previas.

La constante cosmológica de Einstein

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 positiva o negativa) o "energía de vacío".

La constante cosmológica fue propuesta por primera vez por Einstein como un mecanismo para obtener una solución a la ecuación del campo gravitacional que conduciría a un universo estático, utilizando efectivamente la energía oscura para equilibrar la gravedad. Einstein 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".

El mecanismo fue un ejemplo de ajuste fino, y más tarde se descubrió que el universo estático de Einstein no sería estable: las faltas de homogeneidad 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 realizadas por Edwin Hubble en 1929 mostraron que el universo parece estar en expansión y no estático en absoluto. Según los informes, Einstein se refirió a su fracaso para predecir la idea de un universo dinámico, en contraste con un universo estático, como su mayor error.

Energía oscura inflacionaria

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 muy primitivo. La inflación postula que alguna fuerza repulsiva, cualitativamente similar a la energía oscura, resultó en una enorme y exponencial expansión 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 alguna, 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 la materia, generalmente un 95 % de materia oscura fría (CDM) y un 5 % de materia ordinaria (bariones). Se descubrió que estos modelos tenían éxito en la formación de galaxias y cúmulos realistas, pero surgieron algunos problemas 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 agrupamiento de galaxias a gran escala. Estas dificultades se acentuaron tras el descubrimiento de la anisotropía en el CMB.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 las observaciones de supernova en 1998 de expansión acelerada en Riess et al. y en Perlmutter et al. , y el modelo Lambda-CDM se convirtió en el modelo líder. Poco después, la energía oscura fue respaldada por observaciones independientes: en 2000, BOOMERanG y Maxima CMBLos experimentos observaron el primer pico acústico en el CMB, mostrando que la densidad total (materia+energía) está cerca del 100% de la densidad crítica. Luego, en 2001, el 2dF Galaxy Redshift Survey brindó pruebas sólidas de que la densidad de la materia es alrededor del 30% del crítico. La gran diferencia entre estos dos respalda un componente suave de energía oscura que compensa la diferencia. Las mediciones mucho más precisas de WMAP en 2003–2010 han seguido 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.

Cambio en la expansión a lo largo del tiempo

Se requieren mediciones de alta precisión de la expansión del universo para comprender cómo cambia la tasa de expansión en el 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 de estado cosmológica (la relación entre la temperatura, la presión y la densidad combinada de materia, energía y energía del vacío para cualquier región del espacio). Medir la ecuación de estado de 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, al que se ha denominado " modelo estándar de la cosmología " debido a su concordancia precisa 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%. 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

La naturaleza de la energía oscura es más hipotética que la de la materia oscura, y muchas cosas al respecto permanecen en el ámbito de la especulación. 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 kg/m), 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, representando el 68% de la densidad universal a pesar de estar tan diluida, es que llena uniformemente el espacio vacío.

Independientemente de su naturaleza real, la energía oscura necesitaría tener una fuerte presión negativa para explicar la aceleración observada de la expansión del universo. De acuerdo con la relatividad general, la presión dentro de una sustancia contribuye a su atracción gravitacional por otros objetos al igual que su densidad de masa. Esto sucede porque la cantidad física que hace que la materia genere efectos gravitatorios es el tensor de tensión-energía, que contiene tanto la densidad de energía (o materia) de una sustancia como su presión. En la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, se puede demostrar que una fuerte presión negativa constante (es decir,tensión) 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

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

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

Evidencia de existencia

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

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

Supernovas

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

Desde entonces, estas observaciones han sido corroboradas por varias fuentes independientes. Las mediciones del fondo cósmico de microondas, las lentes gravitatorias y la estructura a gran escala del cosmos, así como las mediciones mejoradas de las supernovas, han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM. Algunas personas argumentan que las únicas indicaciones de la existencia de energía oscura son las observaciones de las medidas de distancia y sus desplazamientos al rojo asociados. Las anisotropías del fondo de microondas cósmico y las oscilaciones acústicas bariónicas solo sirven para demostrar que las distancias a un corrimiento al rojo dado son mayores de lo que se esperaría de un universo Friedmann-Lemaître "polvoriento" y la constante de Hubble medida localmente.

Las supernovas son útiles para la cosmología porque son excelentes velas estándar a lo largo 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 indica qué tan rápido se está alejando 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 cuales 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.

Fondo cósmico de microondas

Se necesita la existencia de energía oscura, en cualquier forma, 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 desde el 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. El análisis de siete años de la nave espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) estimó un universo compuesto por un 72,8% de energía oscura, un 22,7% de materia oscura y un 4,5% de materia ordinaria. El trabajo realizado en 2013 basado en las observaciones de la nave espacial Planck del CMB dio una estimación más precisa del 68,3 % de energía oscura, el 26,8 % de materia oscura y el 4,9 % de materia ordinaria.

Estructura a gran escala

La teoría de la estructura a gran escala, que rige la formación de estructuras en el universo (estrellas, cuásares, 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.

Una encuesta de 2011, la encuesta de galaxias WiggleZ de más de 200,000 galaxias, proporcionó más evidencia sobre la existencia de energía oscura, aunque la física exacta detrás de ella sigue siendo desconocida. La encuesta 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 vacíos regularmente de ≈150 Mpc de diámetro, rodeados por las galaxias, los vacíos se usaron como reglas estándar para estimar distancias a las galaxias hasta 2000 Mpc (desplazamiento al rojo 0,6), lo que permite una precisión estimación de las velocidades de las galaxias a partir de su corrimiento al rojo y distancia. Los datos confirmaron la aceleración cósmica hasta la mitad de la edad del universo (7 mil millones de años) y limitan su falta de homogeneidad a 1 parte en 10.Esto proporciona una confirmación de la aceleración cósmica independiente de las supernovas.

Efecto Sachs-Wolfe integrado en tiempo tardío

La expansión cósmica acelerada hace que los pozos y las colinas de 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 grandes supervacíos y supercúmulos. Este llamado efecto Sachs-Wolfe integrado (ISW) de tiempo tardío es una señal directa de energía oscura en un universo plano. Ho et al. informaron que tenía una significación alta en 2008. y Giannantonio et al.

Observación de datos constantes de Hubble

Un nuevo enfoque para probar la evidencia de la energía oscura a través de datos observacionales constantes de Hubble (OHD), también conocidos como cronómetros cósmicos, ha ganado una atención significativa en los últimos años.

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 galaxias de tipo temprano en evolución pasiva como "cronómetros cósmicos". Desde este punto, este enfoque proporciona relojes estándar en el universo. El núcleo de esta idea es la medición de la evolución de la edad diferencial en función del corrimiento al rojo de estos cronómetros cósmicos. Por lo tanto, proporciona una estimación directa del parámetro de Hubble.

La confianza en una cantidad diferencial,Δz _/Δt _, brinda más información y es atractivo para el cálculo: puede minimizar muchos problemas comunes y efectos sistemáticos. Los análisis de supernovas y oscilaciones acústicas de bariones (BAO) se basan en integrales del parámetro de Hubble, mientras queΔz _/Δt _ lo mide directamente. Por estas razones, este método se ha utilizado ampliamente para examinar la expansión cósmica acelerada y estudiar las propiedades de la energía oscura.

Teorías de la energía oscura

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 aborda desde una gran variedad de ángulos, como modificar la teoría prevaleciente de la gravedad (relatividad general), intentar precisar las propiedades de la energía oscura y encontrar formas alternativas de explicar los datos de observación.

Constante cosmológica

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 según la ecuación E = mc, 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 espacio vacío: el vacío.

Un importante problema pendiente es que las mismas teorías cuánticas de campos predicen una enorme constante cosmológica, unos 120 órdenes de magnitud demasiado grande. Esto tendría que ser cancelado casi, pero no exactamente, por un término igualmente grande del signo opuesto.

Algunas teorías supersimétricas requieren una constante cosmológica que sea exactamente cero. Además, se desconoce si existe un estado de vacío metaestable en la teoría de cuerdas con una constante cosmológica positiva, y ha sido conjeturado por Ulf Danielsson et al. que tal estado no existe. Esta conjetura no descartaría otros modelos de energía oscura, como el de quintaesencia, que podrían ser compatibles con la teoría de cuerdas.

Quintaesencia

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 difiere de la constante cosmológica en que puede variar en el espacio y el tiempo. Para que no se agrupe y forme una estructura como la materia, el campo debe ser muy ligero para que tenga una gran longitud de onda Compton. En los escenarios más simples, el campo de quintaesencia tiene un término cinético canónico, está mínimamente acoplado a la gravedad y no presenta operaciones de orden superior en su Lagrangiano.

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. Los campos escalares son predichos por el modelo estándar de física de partículas y la teoría de cuerdas, pero ocurre un problema análogo al problema de la constante cosmológica (o el problema de construir modelos de inflación cosmológica): la teoría de la renormalización 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 habrían 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 el llamado comportamiento de "rastreador", que resuelve este problema. En estos modelos, el campo de quintaesencia tiene una densidad que sigue de cerca (pero es menor que) la densidad de radiación hasta la igualdad entre materia y radiación, lo que desencadena que la quintaesencia comience a comportarse como energía oscura, dominando finalmente el universo. Esto, naturalmente, establece la escala de baja energía de la energía oscura.

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 hacia abajo. Se ha demostrado un teorema de no-go que este escenario requiere modelos con al menos dos tipos de quintaesencia. Este escenario es el llamado escenario 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. Pueden tener propiedades inusuales: la energía fantasma, por ejemplo, puede causar un Big Rip.

Un grupo de investigadores argumentó en 2021 que las observaciones de la tensión del Hubble pueden implicar que solo son viables los modelos de quintaesencia con una constante de acoplamiento distinta de cero.

Energía oscura interactuando

Esta clase de teorías intenta llegar a una teoría integral de la materia oscura y 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, o postular que la materia oscura fría se descompone en energía oscura. Se sugiere que otra clase de teorías que unifica la materia oscura y la energía oscura son las teorías covariantes de las gravedades modificadas. Estas teorías alteran la dinámica del espacio-tiempo de modo que la dinámica modificada deriva de lo que se ha asignado a la presencia de energía oscura y materia oscura.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 restringir efectivamente la fuerza del acoplamiento entre la energía oscura y los bariones, por lo que se deben adoptar otras técnicas indirectas o búsquedas de laboratorio. Una propuesta reciente especula que el exceso actualmente inexplicable observado en el detector XENON1T en Italia puede haber sido causado por un modelo camaleónico de energía oscura.

Modelos variables de energía oscura

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 de bariones, 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). Algunos otros modelos comunes son (Barboza & Alcaniz. 2008), (Jassal et al. 2005), (Wetterich. 2004), (Oztas et al. 2018).

Escepticismo observacional

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 una aceleración. Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio parece expandirse más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro cúmulo local. Si bien son débiles, tales 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.Sin embargo, otras posibilidades son que la expansión acelerada del universo sea una ilusión causada por el movimiento relativo de nosotros con respecto al resto del universo, o que los métodos estadísticos empleados hayan fallado. También se ha sugerido que la anisotropía del Universo local se ha tergiversado como energía oscura. Esta afirmación fue rápidamente contrarrestada por otras, incluido un artículo de los físicos D. Rubin y J. Heitlauf. Un intento de detección directa en laboratorio no logró detectar ninguna fuerza asociada con la energía oscura.

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 es posible que la energía oscura en realidad no exista. El investigador principal del nuevo estudio, Young-Wook Lee de la Universidad de Yonsei, dijo: "Nuestro resultado ilustra que la energía oscura de la cosmología SN, que condujo al Premio Nobel de Física de 2011, podría ser un artefacto de una suposición frágil y falsa". Otros cosmólogos, incluido Adam Riess, quien ganó el Premio Nobel de 2011 por el descubrimiento de la energía oscura, plantearon múltiples problemas con este artículo.

Otro mecanismo de conducción de la aceleración

Gravedad modificada

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. La medición de la velocidad de la gravedad en la primera onda gravitatoria medida por medios no gravitacionales (GW170817) descartó muchas teorías de la gravedad modificadas como explicaciones a la energía oscura.

El astrofísico Ethan Siegel afirma que, si bien tales alternativas obtienen mucha cobertura de la prensa convencional, casi todos los astrofísicos profesionales confían en que la energía oscura existe y que ninguna de las teorías en competencia explica con éxito las observaciones con el mismo nivel de precisión que la energía oscura estándar.

Implicaciones para el destino del universo

Los cosmólogos estiman que la aceleración comenzó hace aproximadamente 5 mil millones de años. Antes de eso, se piensa 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 superando con creces la velocidad de luz.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 apropiada para 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 eventualmente nos alcanza.

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 futuro infinito porque la luz nunca llega. un punto donde su "velocidad peculiar" hacia nosotros excede la velocidad de expansión alejándose de nosotros (estas dos nociones de velocidad también se analizan en Usos de la distancia adecuada). Suponiendo que la energía oscura es constante (una constante cosmológica), la distancia actual a este horizonte de eventos cosmológicos es de aproximadamente 16 mil millones de años luz, lo que significa que una señal de un evento que está sucediendo en la actualidadeventualmente podría alcanzarnos en el futuro si el evento estuviera a menos de 16 mil millones de años luz de distancia, pero la señal nunca nos alcanzaría si el evento estuviera a más de 16 mil millones de años luz de distancia.

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 hacia el 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 (ver El 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 la muerte por calor, tal como se planteó 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 finalmente desgarraría todas las estructuras unidas gravitacionalmente, incluidas las galaxias y los sistemas solares, y finalmente superaría las fuerzas eléctricas y nucleares para desgarrar los átomos, acabando con 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 finalmente prevalezca la gravedad y conducen a un universo que se contrae sobre sí mismo en un "Big Crunch".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, finalmente, Big Crunch) toma alrededor de un billón (10) de años. Si bien ninguno de estos está respaldado por observaciones, no se descartan.

En filosofía de la ciencia

El astrofísico David Merritt identifica la energía oscura como un ejemplo de "hipótesis auxiliar", un postulado ad hoc que se agrega a una teoría en respuesta a observaciones que la falsean. Argumenta 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 infalsable en el sentido definido por Karl Popper.