Energía oscura

Energía oscura

Nueva evidencia ha confirmado que la expansión del universo se está acelerando bajo la influencia de una forma de energía gravitacionalmente repulsiva que constituye dos tercios del cosmos.

Es una ironía de la naturaleza que la forma de energía más abundante en el universo sea también la más misteriosa. Desde el descubrimiento revolucionario de que la expansión cósmica se está acelerando, ha surgido una imagen consistente que indica que dos tercios del cosmos están hechos de "energía oscura", algún tipo de material gravitacionalmente repulsivo. ¿Pero la evidencia es lo suficientemente fuerte como para justificar nuevas leyes exóticas de la naturaleza? ¿O podría haber una explicación astrofísica más simple para los resultados?

Borde de la oscuridadLa historia de la energía oscura comienza en 1998, cuando dos equipos independientes de astrónomos buscaban supernovas distantes, con la esperanza de medir la velocidad a la que la expansión del universo se desaceleraba. Se sorprendieron: las observaciones mostraron que la expansión se estaba acelerando. De hecho, el universo comenzó a acelerarse hace mucho tiempo, en algún momento de los últimos 10 mil millones de años.Al igual que los detectives, los cosmólogos de todo el mundo han creado una descripción del culpable responsable de la aceleración: representa dos tercios de la densidad de energía cósmica; es gravitacionalmente repulsivo; no parece agruparse en galaxias; fue visto por última vez estirando espacio-tiempo aparte; y lleva el nombre supuesto de "energía oscura". Muchos teóricos ya tenían un sospechoso en mente: la constante cosmológica. Ciertamente se ajusta al escenario de expansión acelerada. Pero, ¿es hermético el caso de la energía oscura?La existencia de energía oscura gravitacionalmente repulsiva tendría consecuencias dramáticas para la física fundamental. Las sugerencias más conservadoras son que el universo está lleno de un mar uniforme de energía cuántica de punto cero, o un condensado de nuevas partículas que tienen una masa de 10 a 39 veces más pequeña que la del electrón. Algunos investigadores también han sugerido cambios en la teoría general de la relatividad de Einstein, como una nueva fuerza de largo alcance que modera la fuerza de la gravedad. Pero hay deficiencias incluso con las principales propuestas conservadoras. Por ejemplo, la densidad de energía de punto cero tendría que ajustarse con precisión a un valor que es un factor increíble de 10 120debajo de la predicción teórica. En vista de estas soluciones extremas, quizás sea más razonable esperar una explicación convencional para la expansión acelerada del universo basada en la astrofísica (por ejemplo, los efectos del polvo o las diferencias entre las supernovas jóvenes y viejas). Esta posibilidad seguramente ha mantenido a más de unos pocos cosmólogos despiertos por la noche.

Hasta hace poco, los datos de supernova eran la única evidencia directa de la aceleración cósmica, y la única razón convincente para aceptar la energía oscura. Las mediciones de precisión del fondo cósmico de microondas (CMB), incluidos los datos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP), han proporcionado recientemente evidencia circunstancial de energía oscura. Lo mismo ocurre con los datos de dos proyectos extensos que trazan la distribución a gran escala de galaxias: el campo de dos grados (2DF) y el Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

Ahora un segundo testigo ha testificado. Al combinar datos de WMAP, SDSS y otras fuentes, cuatro grupos independientes de investigadores han reportado evidencia de un fenómeno conocido como el efecto integrado de Sachs-Wolfe. Estos grupos han descubierto que la repulsión gravitacional de la energía oscura ha frenado el colapso de las regiones densa de materia en el universo. El caso de la existencia de la energía oscura de repente se ha vuelto mucho más convincente.

Trazando la expansión cósmica

La expansión cósmica, descubierta a fines de la década de 1920 por Edwin Hubble, es quizás la característica más llamativa de nuestro universo. No solo los cuerpos astronómicos se mueven bajo la influencia gravitacional de sus vecinos, sino que la estructura a gran escala del universo se está estirando cada vez más por la expansión cósmica. Una analogía popular es el movimiento de las pasas horneando en un pastel muy grande. A medida que aumenta el pastel, aumenta la distancia entre cualquier par de pasas incrustadas en el pastel. Si elegimos una pasa particular para representar nuestra galaxia, encontramos que todas las otras pasas / galaxias se están alejando de nosotros en todas las direcciones. Como resultado, nuestro universo se ha expandido desde la sopa cósmica caliente y densa creada en el Big Bang hasta la colección de galaxias y cúmulos de galaxias mucho más frías y más raras que vemos hoy.

La luz emitida por las estrellas y el gas en galaxias distantes también se ha extendido a longitudes de onda más largas durante su viaje a la Tierra. Este cambio en la longitud de onda viene dado por el desplazamiento al rojo, z = (λ obs - λ 0 ) / λ 0 , donde λ obs es la longitud de onda que vemos en la Tierra y λ 0 es la longitud de onda de la luz emitida. Por ejemplo, los átomos de hidrógeno excitados emiten la llamada radiación de transición alfa de Lyman con una longitud de onda característica de λ 0 = 121,6 nm cuando vuelven al estado fundamental. Esta transición se ve en galaxias distantes, y se usó para identificar el poseedor del récord actual para el desplazamiento al rojo: una asombrosa galaxia z = 10 con una línea alfa de Lyman en λobs = 1337.6 nm (ver Physics World April p3). Pero el desplazamiento al rojo describe solo el cambio en la escala del cosmos, y no nos dice la distancia o la edad del universo cuando se emitió la luz. Si supiéramos tanto la distancia como el desplazamiento al rojo para muchos objetos, podríamos comenzar a trazar la expansión cósmica.

Uno de los principales métodos para medir distancias extragalácticas es usar "velas estándar" como las estrellas variables Cefeidas. La luminosidad de una variable cefeida cambia periódicamente con el tiempo, siendo la luminosidad proporcional al período. La distancia a una cefeida se puede determinar midiendo primero su período para obtener la luminosidad y luego comparándola con la intensidad observada para calcular la distancia. Por lo tanto, los desplazamientos al rojo y las distancias a los objetos que se mueven en el "flujo de Hubble" (la región más allá de la influencia gravitacional de nuestro grupo local de galaxias) se han trazado, revelando la ley de Hubble: d = ( cz / H 0 ), donde c es el velocidad de la luz y H 0= 72 ± 8 km s -1 por megaparsec (Mpc) es la constante de Hubble (1 Mpc es igual a 3,26 millones de años luz).

Antes de 1998, esta relación lineal entre la distancia y el desplazamiento al rojo se había confirmado para galaxias a una distancia de aproximadamente 1000 Mpc, lo que corresponde a un desplazamiento al rojo de 0.24. La extensión a los desplazamientos al rojo más altos se determinó mal, pero al hacer suposiciones sobre la densidad de energía y el contenido de presión del universo, la relatividad general se puede utilizar para conectar los desplazamientos al rojo con las distancias.

Sin embargo, medir distancias precisas es una de las tareas más difíciles en astronomía, y la relación distancia-desplazamiento al rojo no se había verificado en los desplazamientos al rojo más altos. Además, con base en la mejor información de la época, se esperaba que la expansión del universo debería haberse desacelerado bajo la influencia atractiva de la gravedad, pero esto tampoco había sido confirmado por observaciones.

Atravesando la distancia

Aunque las estrellas variables Cefeidas han demostrado ser extremadamente valiosas como velas estándar en astronomía durante muchos años, no son lo suficientemente brillantes como para ser utilizadas en los altos desplazamientos al rojo. Sin embargo, los astrónomos han encontrado un tipo muy especial de supernova para ocupar su lugar.

Las supernovas de tipo 1a son las explosiones termonucleares de enanas blancas ricas en carbono y oxígeno: estrellas que son hasta un 40% más masivas que el Sol en un radio 100 veces más pequeño. A principios de la década de 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar demostró que las enanas blancas pueden tener una masa máxima de 1.4 masas solares. Debajo de esta masa, estos objetos densos y compactos están soportados contra un mayor colapso gravitacional por la presión de fermión-degeneración. En otras palabras, el principio de exclusión de Pauli evita que los electrones fuertemente empaquetados ocupen el mismo estado. Pero en un sistema binario, el fuerte campo gravitacional de la enana blanca puede extraer materia de una estrella compañera hasta que la enana "se coma" hasta la muerte: la ganancia resultante en masa desestabiliza la estrella, que luego explota.

Figura 1Por casualidad, la luminosidad de la enana blanca en explosión es casi una vela estándar. A mediados de la década de 1990, esto llevó a dos equipos de astrónomos, el Equipo de Búsqueda de Supernovas High - z y el Proyecto de Cosmología de Supernovas, a comenzar campañas de observación para medir las distancias y los desplazamientos al rojo de las supernovas tipo 1a, con la esperanza de confirmar que la expansión cósmica era de hecho disminuyendo la velocidad como se esperaba. Los resultados, basados ​​en unas 100 supernovas que se extienden a un desplazamiento hacia el rojo de aproximadamente 1, fueron sorprendentes. Los dos equipos encontraron que las supernovas de alta z son más débiles, y por lo tanto más distantes, de lo que deberían estar en un universo en desaceleración. Los investigadores descubrieron que la expansión del universo se está acelerando (figura 1).No es sorprendente que el interés en las supernovas haya crecido enormemente desde entonces. El telescopio espacial Hubble y las principales instalaciones de observación terrestres están persiguiendo el aumento y la caída de la luz de las supernovas, mientras que los telescopios más pequeños están haciendo encuestas y estudiando eventos cercanos. Hasta ahora, se han obtenido distancias a más de 300 supernovas tipo 1a, y actualmente se están analizando datos para muchas más. Con los efectos sistemáticos bajo control (ver "Enfoque en supernovas" en Información adicional), ahora parece que el universo comenzó a acelerarse tan recientemente como hace unos cinco y siete mil millones de años (ver Riess et al. En lecturas adicionales). Los teóricos han estado tan ocupados como los observadores, tratando de desentrañar lo que está detrás de la expansión acelerada.

La energía faltante

Las observaciones de la supernova exigen una sustancia gravitacionalmente repulsiva para impulsar la aceleración cósmica. Los astrónomos han sido conscientes de un problema de energía faltante: la masa luminosa de las galaxias y los cúmulos está muy por debajo de la masa gravitacional. Esta diferencia se atribuye a la presencia de materia oscura , un material frío y no relativista muy probablemente en forma de partículas exóticas que interactúan muy débilmente con los átomos y la luz.

Sin embargo, las observaciones sugieren que la cantidad total de materia en el universo, incluida toda la materia oscura, representa solo un tercio de la energía total. Esto ha sido confirmado por encuestas como los proyectos 2DF y SDSS, que han mapeado las posiciones y movimientos de millones de galaxias. Pero la relatividad general predice que existe una conexión precisa entre la expansión y el contenido de energía del universo. Por lo tanto, sabemos que la densidad de energía colectiva de todos los fotones, átomos, materia oscura y todo lo demás debería sumar un cierto valor crítico determinado por la constante de Hubble: ρ crítico = 3 H 0 2 / 8π G , donde G es el constante gravitacional. El problema es que no lo hacen.

La masa, la energía y la curvatura del espacio-tiempo están íntimamente relacionadas en la relatividad. Por lo tanto, una explicación es que la brecha entre la densidad crítica y la densidad de materia real se llena con la densidad de energía equivalente de una deformación del espacio a gran escala que solo se percibe en escalas que se aproximan a c / H 0 (aproximadamente 4000 Mpc).

Afortunadamente, la curvatura del universo se puede determinar haciendo mediciones precisas y precisas del fondo cósmico de microondas (CMB). Una reliquia de unos 400,000 años después del Big Bang, el CMB es radiación de cuerpo negro del plasma primordial. A medida que el universo se enfrió por debajo de aproximadamente 3000 K, el plasma se volvió transparente para los fotones, lo que les permitió propagarse libremente a través del espacio. Hoy, casi 15 mil millones de años después, vemos un baño termal de fotones a una temperatura de 2.726 K que se desplazan hacia el rojo a la región de microondas del espectro por la expansión cósmica (ver "El fondo cósmico de microondas" ).

Las imágenes notables del CMB capturadas por el satélite WMAP muestran ligeras variaciones en las temperaturas de los fotones en el cielo, conocida como la anisotropía CMB, que reflejan ligeras variaciones en la densidad y el movimiento del universo primitivo. Estas variaciones, que ocurren en el nivel de algunas partes por cada 100,000, revelan el modelo para la estructura a gran escala de galaxias y cúmulos que vemos hoy.

Los puntos más fríos / más calientes en el CMB se deben a los fotones que emergieron de los potenciales gravitacionales de las regiones más densas / subdensas más grandes, y el tamaño de estas regiones está bien determinado por la física del plasma. Cuando se ve en todo el universo, el tamaño angular aparente de estas anisotropías sería de aproximadamente 0.5º si el universo tiene deformación suficiente para llenar el vacío de densidad de energía, y el doble de grande en ausencia de deformación. La forma más fácil de imaginar este efecto geométrico es imaginar un triángulo con una base fija y patas dibujadas en superficies con diferentes curvaturas: para una superficie / esfera de silla de montar, los ángulos interiores son todos más pequeños / más grandes que para el mismo triángulo dibujado en una superficie plana con geometría plana o euclidiana.

Desde 1999, una secuencia de experimentos (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG y, más recientemente, WMAP) ha confirmado que los puntos CMB tienen aproximadamente 1 ° de ancho: la geometría del universo a gran escala es "plana". Para el problema de la energía faltante, esto significa que algo más que la curvatura debe ser responsable de la brecha de densidad de energía.

Para algunos cosmólogos, este resultado se sintió como un caso de déjà vu (ver "Una breve historia de la energía oscura" en Más información). La inflación, la mejor teoría para el origen de las fluctuaciones en el CMB, propone que el universo muy temprano experimentó un período de expansión acelerada, que fue impulsado por una partícula llamada inflaton. Sin embargo, la inflación habría extendido cualquier curvatura espacial a gran escala, dejando la geometría del universo euclidiana o plana. Por lo tanto, la evidencia sugiere una forma de energía que no se agrupa en galaxias, que es gravitacionalmente repulsiva, y que posiblemente podría deberse a alguna nueva partícula no muy diferente del inflatón.

Armonía cósmica

Por convincentes que fueran los datos de CMB, la única evidencia directa de la aceleración cósmica, es decir, de la energía oscura gravitacionalmente repulsiva, provino de los datos de supernova. Pero las cosas están empezando a cambiar. Al combinar las mediciones de precisión del CMB por WMAP con sondas de radio, ópticas y de rayos X de la distribución a gran escala de la materia, los astrofísicos también han descubierto más evidencia de que la tasa de expansión se está acelerando. Parece que los pozos de potencial gravitacional de las regiones densas y demasiado densas en el universo se han estirado y se han hecho menos profundos con el tiempo, como bajo la influencia de la gravedad repulsiva.

Este fenómeno se conoce como el efecto integrado de Sachs-Wolfe (ISW), y conduce a una correlación entre las anisotropías de temperatura en el CMB y la estructura a gran escala del universo. Aunque el plasma primordial se volvió transparente para los fotones después de que el universo se enfrió, los fotones no viajaron sin obstáculos después. El cosmos está plagado de inhomogeneidades que son fuertes en escalas de longitud pequeña (donde la materia se ha agrupado para formar estrellas, nebulosas y galaxias), y progresivamente más débil en escalas de mayor longitud, donde las galaxias y los cúmulos se mueven sobre ondas suaves en la densidad de la materia. En sus rutas de vuelo, los fotones caen y salen de los potenciales gravitacionales correspondientes.

Figura 2Cuando la radiación cósmica se detectó por primera vez hace casi 40 años, Rainer Sachs y Art Wolfe mostraron que un potencial variable en el tiempo impartiría un cambio de energía a los fotones CMB que pasaban (figura 2). Un fotón gana energía cuando cae en el potencial gravitacional de una región sobredensa, y gasta energía cuando vuelve a salir. Si el potencial se ha profundizado en el transcurso de este proceso, el fotón pierde energía en general. Si el potencial se vuelve menos profundo con el tiempo, el fotón gana energía.En un universo donde la densidad de energía crítica completa proviene solo de átomos y materia oscura, los potenciales gravitacionales débiles en escalas de longitud muy larga, que corresponden a ondas suaves en la densidad de la materia, evolucionan demasiado lentamente para dejar una huella notable en los fotones CMB. Estas regiones demasiado densas simplemente acrecientan la materia circundante a la misma velocidad a la que la expansión cósmica estira las ondas por más tiempo, dejando los potenciales sin cambios. Sin embargo, bajo la tasa de expansión más rápida de un universo que contiene energía oscura, la acumulación de materia no puede seguir el ritmo del estiramiento. En efecto, el colapso gravitacional se ralentiza por la repulsiva energía oscura. En consecuencia, los potenciales gravitacionales se vuelven menos profundos y los fotones ganan energía a medida que pasan. Del mismo modo, los fotones pierden energía al pasar por regiones poco densas.

Resulta que los potenciales gravitacionales a gran escala experimentados por los fotones CMB corresponden a las mismas regiones sobredensas / subdensas observadas en los estudios de cielo de megagalaxias en varias longitudes de onda. Los fotones CMB que provienen de la misma región donde se agrupan las galaxias se potencian ligeramente más por el efecto ISW. Por lo tanto, debería haber una correlación positiva entre la temperatura CMB y los patrones de estructura a gran escala en el cielo. Ahora, casi cinco años después de los primeros resultados de supernova, cuatro grupos independientes han anunciado las primeras detecciones de este efecto ISW.

figura 3Stephen Boughn del Haverford College y Robert Crittenden de la Universidad de Portsmouth han encontrado correlaciones entre los datos WMAP y dos sondas de estructura a gran escala: datos de radio del NRAO / VLA Sky Survey (NVSS) y mediciones del fondo de rayos X hecho por HEAO-1, ​​un satélite lanzado en 1977 (figura 3). El equipo de WMAP también ha visto correlaciones entre sus datos y los resultados de NVSS. Además, el equipo de Sloan Digital Sky Survey, junto con Pablo Fosalba del Institut d'Astrophysique de Paris y sus compañeros de trabajo, ha encontrado evidencia del efecto ISW al comparar los conjuntos de datos WMAP y SDSS (ver más información).Aunque la evidencia ISW por sí sola aún no es lo suficientemente fuerte como para discriminar entre la expansión causada por la curvatura espacial y la expansión causada por la energía oscura, cuando se combina con los datos de CMB para un universo plano, el peso de la evidencia se inclina a favor de la energía oscura. Tomados en conjunto, los resultados son tentadores. Además, la evidencia de ISW prueba los efectos de la energía oscura en distancias de hasta aproximadamente 100 Mpc, que es una escala completamente diferente a la de las supernovas. Esto proporciona una línea de evidencia nueva e independiente de los efectos de la energía oscura.Presión negativaEl mayor misterio de la aceleración cósmica no es que sugiera que dos tercios del universo están hechos de cosas que no podemos ver, sino que sugiere la existencia de una sustancia que es gravitacionalmente repulsiva. Para examinar esta extraña propiedad de la energía oscura, es útil introducir una cantidad w = p oscuro / ρ oscuro , donde p oscuro es la presión media y ρ oscuro es la densidad de la energía oscura en el universo. Esta nueva cantidad es similar a la ecuación de estado para un gas.

En la relatividad general, la tasa de cambio en la expansión cósmica es proporcional a - (ρ total + 3 p total ), donde ρ total es la densidad de toda la materia y la energía en el universo y p total es la presión correspondiente. Para tener en cuenta la expansión acelerada, sin embargo, esta cantidad debe ser positiva. Como ρ total es una cantidad positiva, y la presión media debida tanto a la materia ordinaria como a la oscura es insignificante porque es fría o no relativista, llegamos al requisito de que 3 w x ρ oscuro + ρ total <0 para una expansión acelerada . Desde ρ oscuro ~ 2/3 ρEn total , encontramos que w ≤-1/2, por lo que la presión de la energía oscura no solo es un poco negativa, sino mucho negativa.

¿Por qué la presión influye en la expansión del universo? Einstein mostró que la materia y la energía curvan el espacio-tiempo. Entonces, para un gas caliente, los movimientos cinéticos de los átomos contribuyen a su atracción gravitacional, medida a través de la aceleración de cuerpos de prueba distantes. Sin embargo, las fuerzas requeridas para contener o aislar el recuento de gas caliente contra este bono de presión. El universo, por otro lado, no está aislado ni limitado. La expansión de un cosmos lleno de gases calientes es efectivamente frenada por la atracción de su auto-gravedad, más que un universo que está lleno de una densidad de energía equivalente de gas frío y sin presión. Y por la misma lógica, un medio que permite una presión negativa tal que ρ total + 3 p total <0 se expandirá más rápidamente, repelido por su propia antigravedad.

La presión negativa no es un fenómeno tan raro. La presión del agua en ciertos árboles altos se vuelve negativa a medida que la alimentación se eleva a través de su sistema vascular, y la presión tangencial a un campo eléctrico o magnético uniforme también es negativa. En estos casos, la presión es algo así como un resorte estirado bajo tensión, ejerciendo una fuerza hacia adentro. A nivel microscópico, un baño de bosones de Higgs, las partículas hipotéticas que dan lugar a la masa en el Modelo Estándar de física de partículas, ejerce presión negativa cuando sus excitaciones térmicas o cinéticas son pequeñas. De hecho, el inflatón puede verse como una versión más pesada del Higgs, y una de las formas propuestas de energía oscura llamada quintaesencia podría ser una versión aún más ligera del Higgs (ver "Energía oscura: los sospechosos" en Más información).

En principio, no existe un límite inferior a la presión en el universo, aunque suceden cosas extrañas si w cae por debajo de -1 (un bulto aislado de dicho material podría parecer tener masa negativa, que es justo lo que uno podría necesitar para abrir un agujero de gusano ) Sin embargo, la mayoría de las formas propuestas de energía oscura pueden doblarse o doblarse solo ligeramente, e incluso entonces solo a distancias mucho más grandes que las galaxias, lo que dificulta el manejo de las cosas. Pero una cosa es cierta: una presión tan fuertemente negativa no ocurre para partículas y campos normales en la relatividad general.

Figura 4Las observaciones detalladas conducen a restricciones un poco más estrictas en los parámetros de energía oscura que las dadas por las estimaciones simples anteriores. Cuando las predicciones de los diferentes modelos teóricos se combinan con las mejores mediciones del fondo cósmico de microondas, el cúmulo de galaxias y las distancias de supernova, encontramos que 0.62 <Ω oscuro <0.76, donde Ω oscuro = ρ oscuro / ρ crítico , y -1.3 < w <-0.9 (figura 4).Mirando hacia el futuro, oscuramenteLa evidencia de la energía oscura gravitacionalmente repulsiva es fuerte, pero hay lagunas en nuestro conocimiento. La física de las supernovas de tipo 1a no se comprende completamente, la materia oscura todavía está suelta y hay algunas características inesperadas en el espectro CMB que aún no entendemos completamente. Si bien algunos de estos no parecen estar relacionados con la aceleración cósmica, todo el escenario debe encajar para ser convincente. La buena noticia es que podemos esperar muchos datos nuevos. WMAP y una serie de experimentos en globo y terrestres continúan recorriendo el cielo de CMB, y el satélite Planck se lanzará más adelante en esta década. También se están desarrollando nuevas técnicas para extraer información sobre la energía oscura, como planes para estudiar la evolución de la abundancia de cúmulos de galaxias. Otro,

Los estudios de supernova recibirán un gran impulso si la Misión Conjunta de Energía Oscura (JDEM) propuesta por el Departamento de Energía de EE. UU. Y la NASA sigue adelante. Aunque el lanzamiento está a unos 10 años, este telescopio satelital dedicado dará la última palabra sobre la aceleración cósmica de las supernovas. JDEM también promete una extensa encuesta de lentes débiles que abrirá un nuevo camino hacia la comprensión de la naturaleza de la energía oscura a través de su influencia en las estructuras cósmicas y la evolución. Naturalmente, una sana competencia con observadores en tierra mantendrá emocionantes los años intermedios.

El objetivo de toda esta actividad es, por supuesto, responder a la pregunta, ¿qué es la energía oscura? Si w es aproximadamente -1, entonces una constante cosmológica podría ser la solución. Si w es más de -1, la respuesta correcta podría ser la quintaesencia. Y no podemos descartar un nuevo giro a la gravedad que incluso Einstein no previó: mientras que la mayoría de las teorías que vinculan la física gravitacional y cuántica predicen un comportamiento novedoso en escalas de longitud microscópicas o en tiempos muy tempranos en el universo, pocos, si alguno, anticipan nuevos efectos en las escalas de mayor longitud en la actualidad. ¿Y si w es menor que -1? Cualquiera sea la respuesta, algo misterioso está trabajando en el cosmos.

Más información

Centrarse en las supernovas

¿Cómo podemos estar seguros de que el flujo de luz de las supernovas se diluye y se atenúa debido al viaje a mayores distancias que resultan de la expansión acelerada del universo? Quizás las supernovas están más cerca de lo que sospechamos y otros efectos están en el trabajo. Las enormes implicaciones de la aceleración cósmica han traído un gran escrutinio a la astrofísica de las supernovas de tipo 1a.

Cabe destacar que las supernovas tipo 1a no son velas estándar. Sin embargo, la luminosidad puede estandarizarse: las observaciones detalladas de supernovas cercanas a distancias conocidas han revelado un patrón que se puede utilizar para calibrar la luminosidad utilizando la curva de luz y el espectro. Pero es posible que esta técnica no sea válida para supernovas más distantes formadas mucho antes en la historia del universo. Por ejemplo, se espera que el entorno de formación de estrellas evolucione con el tiempo a medida que el nacimiento y la muerte de las estrellas contaminan el vivero estelar con metales. ¿Podrían estos cambios en el medio ambiente traducirse en cambios en las propiedades de las enanas blancas y las explosiones de supernovas? ¿Las supernovas distantes son más débiles simplemente porque son más débiles? Sin embargo, los astrofísicos no han encontrado ese vínculo entre el medio ambiente y la luminosidad.

Finalmente, siempre existe la posibilidad de que nuestra visión esté oscurecida por el polvo cósmico. Si es así, las supernovas cada vez más distantes aparecerían atenuadas, dando la ilusión de un universo eternamente acelerado. Sin embargo, las supernovas de alto desplazamiento al rojo no muestran esta tendencia. De hecho, los resultados recientes dan evidencia de desaceleración pasada .

Una breve historia de la energía oscura.

La energía oscura, o algo así, ha aparecido en numerosas ocasiones en la cosmología. Einstein introdujo inicialmente una constante cosmológica, Λ, al construir el primer modelo cosmológico en su naciente teoría gravitacional. La expansión cósmica aún no se había descubierto, y sus cálculos indicaron correctamente que un universo que contiene materia no podría mantenerse estático sin la adición matemática de -Λ. El efecto fue equivalente a llenar el universo con un mar prístino de energía negativa, sobre el cual se desplazan las estrellas y las nebulosas. El descubrimiento posterior de la expansión evitó la necesidad de una adición tan ad hoc a su teoría.

En las décadas siguientes, los teóricos desesperados reciclaron periódicamente la constante cosmológica en un esfuerzo por explicar los nuevos fenómenos astronómicos. Estos resurgimientos siempre fueron de corta duración, después de una inspección más cercana o observaciones posteriores revelaron explicaciones más razonables para los datos. Sin embargo, los desarrollos en la física de partículas a fines de la década de 1960 sugirieron que la energía de vacío de todas las partículas y campos debería generar inevitablemente un término como Λ. Además, una transición de fase en los primeros segundos después del Big Bang podría haber dejado el cosmos lleno por una constante cosmológica.

En 1980 se desarrolló la teoría de la inflación: en esta teoría, el universo temprano sufre un breve período de expansión exponencial acelerada, con la presión negativa que impulsa la expansión proveniente de una nueva partícula llamada inflaton, en lugar de Λ. La inflación ha sido tremendamente exitosa. Resuelve varias paradojas asociadas con el modelo Big Bang, como el horizonte y los problemas de planitud, y sus predicciones son consistentes con las mediciones de la estructura a gran escala y el fondo cósmico de microondas.

La inflación también predice que se habría creado un patrón característico de ondas gravitacionales de longitud de onda larga en el universo temprano. Estas ondas son literalmente gravitones, las partículas hipotéticas que transportan la fuerza gravitacional, que la expansión cósmica ha extendido a longitudes macroscópicas. La detección de estas olas proporcionaría una firma única de inflación.

Energía oscura: los sospechosos

• Constante cosmológica ( w = -1)

Originalmente introducido por Albert Einstein, Yakov Zel'dovich sugirió que la energía de vacío cuántica produciría una densidad y presión de energía constante. Sin embargo, las predicciones teóricas producen una constante cosmológica que es 120 órdenes de magnitud más alta que el valor de observación. Independientemente de la cosmología, existe energía de vacío cuántica. Si la contribución cósmica es de hecho cero o está finamente ajustada, es uno de los desafíos pendientes en física.

• Quintaesencia ( w > -1)

Una forma de energía con presión negativa que varía con el espacio y el tiempo. La quintaesencia es dinámica, a diferencia de la constante cosmológica, y su densidad y presión de energía promedio decae lentamente con el tiempo. Esta característica podría ayudar a explicar el ajuste y la aparición repentina de la aceleración cósmica. Modelado como un campo escalar, la quintaesencia predice excitaciones similares a partículas con una masa de aproximadamente 10 -33 eV (ver Caldwell y Steinhardt en más información).

• Otra energía de vacío ( w <-1)

A menos que seamos víctimas de una conspiración de efectos sistemáticos, w <-1 es el signo de una física realmente exótica. En un modelo, los efectos cuánticos de un campo similar a la quintaesencia conducen a modificaciones de la relatividad general, mientras que otros modelos sugieren que la densidad de energía oscura en realidad crece con el tiempo, posiblemente haciendo que el universo termine en un "gran desgarro" catastrófico. Otras ideas novedosas incluyen un campo exótico que causa una aceleración cosmológica constante, pero que varía en el espacio.

• Modificación de la relatividad general

Se han realizado varios intentos para modificar la teoría general de la relatividad de Einstein y, por lo tanto, evitar la necesidad de materia exótica para impulsar la expansión acelerada. Si bien algunos son difíciles de distinguir de la quintaesencia, muchos predicen violaciones del principio de equivalencia (que es la base de la relatividad general) o desviaciones del potencial gravitacional universal 1 / r .

Sobre el Autor

Robert R Caldwell está en el Departamento de Física y Astronomía, Dartmouth College, 6127 Wilder Laboratory, Hanover, NH 03755-3528, EE. UU., Correo electrónico robert.r.caldwell@dartmouth.edu

Otras lecturas

Descubrimiento de la aceleración cósmica

RR Caldwell y PJ Steinhardt 2000 Quintessence Physics World Noviembre pp31-37

RP Kirshner 2000 El universo extravagante: estrellas explosivas, energía oscura y el cosmos acelerado (Princeton University Press)

RA Knop et al. (El Proyecto de Cosmología Supernova) 2004 nuevas restricciones sobre Ω m , Ω lambda , y w de un conjunto independiente de las once supernovas de alto desplazamiento al rojo observado con HST Astrophys. J. en prensa (véase arXiv.org/abs/astro-ph/0309368 )

AG Riess et al. 2004 (The High- zEquipo de búsqueda de supernovas) Descubrimientos de supernovas tipo 1a en z > 1 del telescopio espacial Hubble: evidencia de desaceleraciones pasadas y limitaciones en la evolución de la energía oscura Astrophys. J en prensa (ver arXiv.org/abs/astro-ph/0402512 )

Efecto Sachs-Wolfe integrado

S Boughn y R Crittenden 2004 Una correlación entre el fondo cósmico de microondas y la estructura a gran escala en el universo Naturaleza 427 45

P Fosalba et al. . 2003 Detección de los efectos ISW y SZ de la correlación CMB-galaxia Astrophys. J. 597 L89

MR Nolta y col.(Colaboración WMAP) 2004 Primer año Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): correlación inducida por la energía oscura con fuentes de radio Astrophys. J. en prensa (ver arXiv.org/abs/astro-ph/0305097 )

R Scranton et al. (Colaboración SDSS) 2003 Evidencia física para la energía oscura arXiv.org/abs/astro-ph/0307335

Nuevos métodos

A Cooray et al. 2004 Tasa de crecimiento de la estructura a gran escala como una potente sonda de energía oscura Phys. Rev. D 69 027301 Z Haiman y col. 2000 Restricciones sobre la quintaesencia de las futuras encuestas de cúmulos de galaxias Astrophys. J. 553 545 J Weller