Energia fosca
 |
Aquest article o secció s'està elaborant i està inacabat. Un viquipedista hi està treballant i és possible que trobeu defectes de contingut o de forma. Comenteu abans els canvis majors per coordinar-los. Aquest avís és temporal: es pot treure o substituir per {{incomplet}} després d'uns dies d'inactivitat. |
En cosmologia, energia fosca es refereix a una forma hipotètica d'energia que permea tot l'espai i que produeix una pressió negativa, resultant en una força gravitacional repulsiva. L'energia fosca potser pot explicar l'observada expansió accelerada de l'univers, així com de la major part de la seva massa. El terme «energia fosca» fou encunyat pel cosmòleg Michael Turner.
Dues possibles formes de l'energia fosca són la constant cosmològica, una densitat d'energia contant que omple l'espai de forma homogèmia, i l'anomenada quintessència, un camp dinàmic la densitat d'energia del qual pot variar en el temps i l'espai. Per distingir entre ambdues es necessiten mesuraments molt precisos de l'expansió de l'univers, per veure si la velocitat d'expansió canvia amb el temps. Aquests mesuraments són un tema d'investigació actual.
No s'ha de confondre l'energia fosca amb la matèria fosca, ja que encara que ambdues semblen formar la major part de la massa de l'univers, la matèria fosca és una forma de matèria, mentre que l'energia fosca és un camp que omple tot l'espai.
Descobriment de l'energia fosca
El 1998 es va descobrir, mitjançant observacions de supernoves de tipus Ia molt llunyanes, que l'expansió de l'univers s'estava accelerant. Des de llavors, aquesta acceleració s'ha confirmat mitjançant l'estudi del fons còsmic de microones, de lents gravitatòries i de nucleosíntesi primigènia d'elements lleugers.
Les supernoves de tipus Ia proporcionen l'evidència directa més important de l'existència de l'energia fosca. A causa de l'expansió de l'univers, totes les galàxies llunyanes s'allunyen aparentment de nosaltres, mostrant un desplaçament al roig en l'espectre lluminós a causa de l'efecte Doppler. Aquest desplaçament ens indica l'edat d'un objecte llunyà de forma proporcional, però no absoluta. Per exemple, estudiant l'espectre d'un quàsar podem saber si es va formar quan l'univers tenia un 20% o un 30% de l'edat actual, però no podem saber l'edat absoluta de l'univers. Per a això cal mesurar amb precisió l'expansió cosmològica. El valor que representa aquesta expansió en l'actualitat s'anomena constant de Hubble. Per a calcular aquesta constant s'utilitzen indicadors o «fars» estàndard, determinats objectes astronòmics de distància i magnitud absoluta conegudes. Les supernoves tipus Ia són uns d'aquestes fars estàndard, a causa de la seva gran magnitud absoluta, el que possibilita que es puguin observar fins i tot en les galàxies més llunyanes. En 1998 diverses observacions d'aquestes supernoves en galàxies molt llunyanes (i per tant, joves) van demostrar que la constant de Hubble no és tal, sinó que el seu valor varia amb el temps. Fins a aquest moment es pensava que l'expansió de l'Univers s'estava frenant a causa de la força gravitatòria, no obstant això es va descobrir que s'estava accelerant, pel que havia d'existir algun tipus de força que provoqués aquesta acceleració.
Posteriors observacions del fons còsmic de microones i de la proporció d'elements formats en el Big Bang han posat un límit a la quantitat de matèria bariònica i matèria fosca que pot existir en l'univers. Aquests estudis indiquen que el 73% de la massa de l'univers està format per l'energia fosca, un 23% és matèria fosca (freda i calenta) i un 4% matèria bariònica (la matèria comuna de la nostra experiència).