Materia y Energia Oscura   Leave a comment

En astrofísica y cosmología física se denomina materia oscura a la hipotética materia que no emite suficiente radiación electromagnética para ser detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede deducir a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas presente en el universo. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

De acuerdo con las observaciones actuales (2010) de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%.

La materia oscura fue propuesta por Fritz Zwicky en 1933 ante la evidencia de una “masa no visible” que influía en las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos. Posteriormente, otras observaciones han indicado la presencia de materia oscura en el universo: estas observaciones incluyen la citada velocidad de rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales de los objetos de fondo por los cúmulos de galaxias, tales como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de la temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias.

La materia oscura también juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y todo el Universo contiene mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado “el componente de materia oscura”.

La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas, los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente “visible” del Universo. En el presente, la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se estima que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio. Alguna materia bariónica difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo una pequeña porción. Aún así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada (la mitad de ella todavía no se ha detectado) se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones (que se supone debería haber) y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. En mayo de 2008, el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.

La determinación de la naturaleza de esta masa no visible es una de las cuestiones más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres “materia oscura” y la “energía oscura” sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como “Terra incógnita“.

Estamos mucho más seguros de lo que la materia oscura “no” es, que de lo que en realidad es. Primero, es oscura, lo cual significa que no existe en forma de estrellas y planetas que podamos ver. Según los astrónomos, en el Universo hay muy poca materia visible como para constituir el 25% requerido por las observaciones. Segundo, la materia oscura no se manifiesta en forma de nubes oscuras de materia normal, materia constituida por partículas llamadas “bariones”2. Sabemos esto porque deberíamos ser capaces de detectar nubes bariónicas al estudiar la absorción de la radiación que pasa a través de ellas. Tercero, la materia oscura no es antimateria, porque no observamos los distintivos rayos gamma que se producen cuando la antimateria se aniquila con la materia. Finalmente, podemos descartar la existencia de agujeros negros supermasivos del tamaño de galaxias, sobre la base de cuántas lentes gravitacionales podemos ver. Las altas concentraciones de materia tienden a curvar la luz proveniente de objetos alejados que pasa cerca de ellas, pero no vemos la suficiente cantidad de lentes gravitacionales como para deducir que tales hipotéticos objetos representan el 25% del Universo.

Foto de NGC 4555 - Click para ampliar!

Foto de NGC 4555. Esta enorme y solitaria galaxia elíptica está inserta en una nube de gas a 10 millones de grados Celsius. NASA/CXC/E.O’Sullivan et al. Esta imagen no es una fotografía de la materia oscura. Es una fotografía de sus efectos, capturada por el Observatorio Chandra de rayos-X. Es una galaxia rodeada por una nube de gas extremadamente caliente. Para que esta nube de gas permanezca alrededor de la galaxia, un halo de materia que no podemos ver debe estar reteniéndola allí con su gravedad

Sin embargo, a estas alturas, todavía hay unas pocas posibilidades viables para explicar la naturaleza de la materia oscura. La materia bariónica aún podría explicar este misterio si la misma estuviera atrapada en enanas marrones, o en cuerpos pequeños y densos de elementos pesados. Estos objetos se denominan MACHOs (MAssive Compact Halo Objects, u Objetos Compactos y Masivos del Halo Galáctico en español). Pero la opinión mayoritaria es la que sostiene que la materia oscura en absoluto es bariónica, sino que estaría constituida por exóticas partículas como los axiones o WIMPS (Weakly Interacting Massive Particles, o Partículas Masivas de Interacción Débil en español). Futuros descubrimientos sin duda echarán luz sobre este profundo misterio de la ciencia.

Los bariones son una familia de partículas subatómicas formadas por tres quarks. Los más representativos, por formar el núcleo del átomo, son el neutrón y el protón; pero también existe otro gran número de bariones, aunque éstos son todos inestables. El nombre de barión se debe a que se creyó, cuando fue descubierto, que poseía una masa mayor que otras partículas

Materia oscura en cúmulos de galaxias

Efecto de las lentes gravitacionales fuertes observado por el Telescopio espacial Hubble en Abell 1689 que indica la presencia de materia oscura. Agrandar la imagen para ver las curvaturas producidas por las lentes gravitacionales. Créditos: NASA/ESA

La materia oscura también afecta a agrupaciones galácticas. Las medidas de Rayos X del caliente gas intracumular se corresponden íntimamente a las observaciones de Zwicky de las relaciones masa-luz para grandes cúmulos de casi 10 a 1. Muchos de los experimentos del Observatorio de rayos X Chandra utilizan esta técnica para determinar independientemente la masa de los cúmulos.

El cúmulo de galaxias Abell 2029 está compuesto de miles de galaxias envueltas en una nube de gas caliente y una cantidad de materia oscura equivalente a más de diez14 soles. En el centro de este cúmulo hay una enorme galaxia con forma elíptica que se piensa que se formó a partir de la unión de muchas galaxias más pequeñas. Las velocidades orbitales de las galaxias medidas dentro de los cúmulos de galaxias son consistentes con las observaciones de materia oscura.

Una importante herramienta para detectar la materia oscura son las lentes gravitacionales. Estas lentes son un efecto de la relatividad general que predice la dinámica que depende de las masas, siendo un medio completamente independiente de medir la energía oscura. En las lentes fuertes, la curvada distorsión observada de las galaxias de fondo, cuando la luz pasa a través de una lente gravitacional, ha sido observada alrededor de un cúmulo poco distante como el Abell 1689. Midiendo la distorsión geométrica, se puede obtener la masa del cúmulo que causa el fenómeno. En docenas de casos donde se ha hecho esta medición, las relaciones masa-luz obtenidas se corresponden a las medidas de materia oscura dinámica de los cúmulos.

Durante los últimos diez años se ha desarrollado una técnica —tal vez más convincente— llamada lentes débiles que mide las distorsiones de galaxias a una microescala en las grandes distancias debidas a objetos de fondo mediante análisis estadístico. Examinando la deformación de las galaxias de fondo adyacentes, los astrofísicos pueden obtener la distribución media de energía oscura por métodos estadísticos y encontrar las relaciones masa-luz que se corresponden con las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de estructuras a gran escala. La correspondencia de las dos técnicas: la de lentes gravitacionales junto con otras medidas de materia oscura, han convencido a casi todos los astrofísicos de que la materia oscura es realmente el mayor componente del Universo.

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Efecto de las lentes gravitacionales fuertes observado por el Telescopio espacial Hubble en Abell 1689 que indica la presencia de materia oscura. Agrandar la imagen para ver las curvaturas producidas por las lentes gravitacionales. Créditos: NASA/ESA

La materia oscura es crucial para el modelo cosmológico del Big Bang como un componente que se corresponde directamente con las medidas de los parámetros asociados con la métrica FLRW a la relatividad general. En particular, las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas se corresponden a una cosmología donde gran parte de la materia interactúa con los fotones de forma más débil que las fuerzas fundamentales conocidas que acoplan las interacciones de la luz con la materia bariónica. Así mismo, se necesita una cantidad significativa de materia fría no-barionica para explicar la estructura a gran escala del universo.

Las observaciones sugieren que la formación de estructuras en el Universo procede jerárquicamente, con las estructuras más pequeñas uniéndose hasta formar galaxias y después cúmulos de galaxias. Según se unen las estructuras en la evolución del Universo, empiezan a “brillar” ya que la materia bariónca se calienta a través de la contracción gravitacional y los objetos se aproximan al equilibrio hidrostático. La materia barionica ordinaria tendría una temperatura demasiado alta y demasiada presión liberada desde el Big Bang para colapsar y formar estructuras más pequeñas, como estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La materia oscura actúa como un compactador de estructuras. Este modelo no sólo se corresponde con investigaciones estadísticas de la estructura visible en el Universo sino también se corresponden de forma precisa con las predicciones de materia oscura de la radiación de fondo de microondas.

Este modelo inverso de formación de estructuras necesita algún tipo de la materia oscura para funcionar. Se han utilizado simulaciones por ordenador de miles de millones de partículas de materia oscura para confirmar que el modelo de materia oscura fría de la formación de estructuras es consistente con las estructuras observadas en el Universo mediante las observaciones de galaxias, como la Sloan Digital Sky Survey y la 2dF Galaxy Redshift Survey, así como las observaciones del bosque Lyman-alfa. Estos estudios han sido cruciales en la construcción del modelo Lambda-CDM que mide los parámetros cosmológicos, incluyendo la parte del Universo formada por bariones y la materia oscura.

Aunque la materia oscura fue detectada por lentes gravitacionales en agosto de 2006, muchos aspectos de la materia oscura continúan siendo cuestionados. En el experimento DAMA/NaI se afirma haber detectado materia oscura pasando a través de la Tierra, aunque muchos científicos siguen siendo escépticos al respecto, ya que los resultados negativos de otros experimentos son (casi) incompatibles con los resultados del DAMA si la materia oscura consiste en neutralinos.

Los datos de varios tipos de pruebas, como el problema de la rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales, la formación de estructuras y la fracción de bariones en cúmulos y la abundancia de cúmulos, combinada con pruebas independientes para la densidad bariónica, indican que el 85-90% de la masa en el Universo no interactúa con la fuerza electromagnética. Esta “materia oscura” se evidencia por su efecto gravitavional. Se han propuesto varias categorías de materia oscura:

La materia oscura caliente consiste en partículas que viajan con velocidades relativistas. Se conoce un tipo de materia oscura caliente, el neutrino. Los neutrinos tienen una masa muy pequeña, no interactúan a través de fuerzas electromagnéticas o de la fuerza nuclear fuerte y son, por tanto, muy difíciles de detectar. Esto es lo que les hace atractivos como materia oscura. Sin embargo, los límites de los neutrinos indican que los neutrinos ordinarios sólo harían una pequeña contribución a la densidad de la materia oscura.

La materia oscura caliente no puede explicar cómo se formaron las galaxias desde el Big Bang. La radiación de fondo de microondas medida por el COBE y el WMAP, es increíblemente homogénea, indica que la materia se ha agrupado en escalas muy pequeñas. Las partículas de movimiento rápido, sin embargo, no pueden agruparse en tales pequeñas escalas y, de hecho, suprimen la agrupación de otra materia. La materia oscura caliente, aunque existe en nuestro Universo en forma de neutrinos es, por tanto, la única parte de la historia.

Distribución estimada de materia y energía oscura en el Universo.

El Modelo de concordancia necesita que, para explicar la estructura en el Universo, es necesario invocar la materia oscura fría (no-relativista). Las grandes masas, como los agujeros negros del tamaño de galaxias pueden ser descartados con las bases de los datos de las lentes gravitacionales. Las posibilidades involucrando materia bariónica normal incluyen enanas marrones o tal vez pequeños y densos pedazos de elementos pesados que son conocidos como Objetos de tipo halo masivos compactos (massive compact halo object) o “MACHOs”. Sin embargo, los estudios de la Nucleosíntesis del Big Bang han convencido a muchos científicos de que la materia bariónica como los MACHOs no pueden ser más que una pequeña fracción de la materia oscura total.

El punto de vista más aceptado es que la materia oscura es principalmente no-bariónica, compuesta de una o más partículas elementales distintas de las normales electrones, protones, neutrones y los neutrinos conocidos. Las partículas propuestas más comunes son los axiones, neutrinos estériles y WIMPs (partículas masivas de interacción débil, incluyendo neutralinos). Ninguna de éstas es parte del modelo estándar de física de partículas, pero pueden aparecer en ampliaciones del modelo estándar. Muchos modelos supersimétricos ocasionan naturalmente los WIMPs en forma de neutralinos. Los pesados, neutrinos estériles existen en ampliaciones del modelo estándar que explica la pequeña masa de los neutrinos a través del mecanismo del balancín.

Han sido llevadas a cabo búsquedas experimentales de estos candidatos a materia oscura y continúan. Estos esfuerzos se pueden dividir en dos grandes categorías: detección directa, en los que las partículas de materia oscuras se observan en un detector, y la detección indirecta que busca los productos de aniquilaciones de materia oscura. Los experimentos de detección de materia oscura han descartado algunos modelos de WIMP y axiones. También hay varios experimentos reclamando pruebas positivas de detección de materia oscura, como el DAMA/NaI y el Egret, pero están lejos de ser confirmados y difícilmente reconcilian los resultados negativos de otros experimentos. Varias búsquedas de materia oscura están actualmente en proceso, como la Cryogenic Dark Matter Search en la Mina de Soudan y el experimento XENON en Gran Sasso y otros que están en desarrollo, como el experimento ArDM.

En investigaciones publicadas en la primavera de 2006, los investigadores del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge afirman haber calculado que la energía oscura sólo está en cúmulos mayores de 1.000 años luz de radio, implicando una velocidad media para las partículas de materia oscura de 9 km/s, una densidad de 20 amu/cm³ y una temperatura de 10.000 kelvins.

Problema de la materia oscura

Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren, consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia de materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado “problema de la materia oscura” o “problema de la masa desaparecida” y es uno de los más importantes de la cosmología moderna.

La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero el hecho de que exista o no afecta al destino último del Universo. Se sabe que el Universo está expandiéndose, por el corrimiento al rojo que muestra la luz de los cuerpos celestes distantes. Si no hubiera materia oscura, esta expansión continuaría para siempre. Si la actual hipótesis de la materia oscura es correcta, y dependiendo de la cantidad de materia oscura que haya, la expansión del Universo podría ralentizarse, detenerse o incluso invertirse (lo que produciría el fenómeno conocido como Big Crunch). Sin embargo, la importancia de la materia oscura para el destino final del Universo se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica y de una energía oscura parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en 2003 y 2006 por el satélite WMAP, la expansión del Universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de la energía oscura, aunque sin causar un Big Rip.

Explicaciones de mecánica cuántica

En otra clase de teorías se intenta reconciliar la Gravedad con la Mecánica cuántica y se obtienen correcciones a la interacción gravitacional convencional. En teorías escalar-tensoriales, los campos escalares como el campo de Higgs se acopla a la curvatura dada a través del tensor de Riemann o sus trazas. En muchas de tales teorías, el campo escalar es igual al campo de inflación, que es necesario para explicar la inflación cósmica del Universo después del Big Bang, como el factor dominante de la quintaesencia o energía oscura. Utilizando una visión basada en el Grupo de Renormalización, M. Reuter y H. Weyer han demostrado que la constante de Newton y la constante cosmológica pueden ser funciones escalares en el espacio-tiempo si se asocian las escalas de renormalización a los puntos del espacio-tiempo.

En la teoría de la relatividad de escala Laurent Nottale, el espacio-tiempo es continuo pero no diferenciable, conduciendo a la aparición de una Ecuación de Schrödinger gravitacional. Como resultado, aparecen los efectos de cuantización a gran escala. Esto hace posible predecir correctamente las estructuras a gran escala del Universo sin la necesidad de las hipótesis de la materia oscura.

Una noticia de ultima hora:

Se extiende 60 millones de años luz
 
Cúmulos de galaxias masivas
 

MADRID, 16 Oct. (EUROPA PRESS) –

   Un equipo de astrónomos de la misión Hubble de la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA) ha estudiado por primera vez un filamento de materia oscura en tres dimensiones. Los expertos han destacado que el objetivo de esta investigación es conocer si este filamento es representativo del resto de materia y si estas estructuras pueden contener más de la mitad de toda la masa en el Universo.

   El filamento, que se extiende 60 millones de años luz, es parte de la red cósmica que constituye la estructura a gran escala del Universo y es una reminiscencia de los primeros momentos después del Big Bang. La teoría del Big Bang predice que las variaciones en la densidad de la materia en los primeros instantes del universo llevó a la mayor parte de la materia en el cosmos a condensarse en una maraña de filamentos.

   Esta opinión es apoyada por simulaciones por ordenador de la evolución cósmica, lo que sugiere que el universo está estructurado en largos filamentos que conectan entre sí a las ubicaciones de los cúmulos de galaxias masivas. Sin embargo, estos filamentos, aunque extensos, son principalmente de materia oscura, que es muy difícil de observar.

   La identificación de una sección de uno de estos filamentos se hizo a principios de este año. Ahora, un equipo de astrónomos ha ido más allá al sondear su estructura en tres dimensiones. “Ver a un filamento en 3D elimina muchos de los problemas que surgen del estudio de la imagen plana de tal estructura”, ha apuntado una de las autoras, Mathilde Jauzac.

   La científica ha apuntado que “los filamentos de la red cósmica son enormemente extendidos y difusos, lo que los hace muy difíciles de detectar, por no hablar de estudiarlos en 3D”.

   Así, para lograr este estudio, el equipo combinó imágenes de alta resolución de la región en torno al cúmulo masivo de galaxias J0717.5 3745. El análisis de estas observaciones ofrece una visión completa de la forma del filamento que se extiende desde el cúmulo de galaxias casi lo largo de la línea de visión.

   Los resultados obtenidos de este trabajo permitirán marcar los límites de las predicciones hechas hasta ahora por trabajos teóricos y simulaciones numéricas de la red cósmica. Los expertos esperan completar este trabajo cuando esté listo el James Webb Space Telescope, el sustituto de Hubble que se lanzará en 2018, que, según han señalado, será una herramienta poderosa para la detección de los filamentos de la red cósmica, gracias a su sensibilidad mucho mayor.

 

ENERGIA OSCURA:

En cosmología física, la energía oscura es una forma de materia o energía que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión que tiende a acelerar la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva. Considerar la existencia de la energía oscura es la manera más frecuente de explicar las observaciones recientes de que el Universo parece estar en expansión acelerada. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura aporta casi tres cuartas partes de la masa-energía total del Universo.

Temas relacionados con la energía oscura son la constante cosmológica, una energía de densidad constante que llena el espacio en forma homogénea, la Teoría cuántica de campos y la quintaesencia, como campos dinámicos cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. De hecho, las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio normalmente también se incluyen en la constante cosmológica. Se piensa que la constante cosmológica se origina en la energía del vacío. Los campos escalares que cambian con el espacio son difíciles de distinguir de una constante cosmológica porque los cambios pueden ser extremadamente lentos.

Para distinguir entre ambas se necesitan mediciones muy precisas de la expansión del Universo, para ver si la velocidad de expansión cambia con el tiempo. La tasa de expansión está parametrizada por la ecuación de estado. La medición de la ecuación estado de la energía oscura es uno de los mayores retos de investigación actual de la cosmología física.

Añadir la constante cosmológica a la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduce al modelo Lambda-CDM, que se conoce como “modelo estándar” de cosmología debido a su coincidencia precisa con las observaciones.

No se debe confundir la energía oscura con la materia oscura, ya que, aunque ambas forman la mayor parte de la masa del Universo, la materia oscura es una forma de materia, mientras que la energía oscura se asocia a un campo que ocupa todo el espacio.

La constante cosmológica fue propuesta por primera vez por Albert Einstein como un medio para obtener una solución estable de la ecuación del campo de Einstein que llevaría a un Universo estático, utilizándola para compensar la gravedad. El mecanismo no sólo fue un ejemplo poco elegante de “ajuste fino”, pues pronto se demostró que el Universo estático de Einstein sería inestable porque las heterogeneidades locales finalmente conducirían a la expansión sin control o a la contracción del Universo. El equilibrio es inestable: si el Universo se expande ligeramente, entonces la expansión libera la energía del vacío, que causa todavía más expansión. De la misma manera, un Universo que se contrae ligeramente se continuará contrayendo.

Estos tipos de perturbaciones son inevitables, debido a la distribución irregular de materia en el Universo. Las observaciones realizadas por Edwin Hubble demostraron que el Universo está expandiéndose y que no es estático en absoluto. Einstein se refirió a su fallo para predecir un Universo dinámico, en contraste a un Universo estático, como “su gran error”. Después de esta declaración, la constante cosmológica fue ignorada durante mucho tiempo como una curiosidad histórica.

Alan Guth propuso en los años 1970 que un campo de presión negativa, similar en concepto a la energía oscura, podría conducir a la inflación cósmica en el Universo pre-primigenio. La inflación postula que algunas fuerzas repulsivas, cualitativamente similar a la energía oscura, da como resultado una enorme y exponencial expansión del Universo poco después del Big Bang. Tal expansión es una característica esencial de muchos modelos actuales del Big Bang. Sin embargo, la inflación tiene que haber ocurrido a una energía mucho más alta que la energía oscura que observamos hoy y se piensa que terminó completamente cuando el Universo sólo tenía una fracción de segundo. No está claro qué relación, si hay alguna, existe entre la energía oscura y la inflación. Incluso después de que los modelos inflacionarios hayan sido aceptados, la constante cosmológica se piensa que es irrelevante en el Universo actual.

El término “energía oscura” fue acuñado por Michael Turner en 1998. En ese tiempo, el problema de la masa perdida de la nucleosíntesis primordial y la estructura a gran escala del Universo fue establecida y algunos cosmólogos habían empezado a teorizar que había un componente adicional en nuestro Universo. La primera prueba directa de la energía oscura provino de las observaciones de la aceleración de expansión de las supernovas, por Adam Riess et al. y confirmada después en Saul Perlmutter et al. Esto dio como resultado el modelo Lambda-CDM, que hasta 2006 era consistente con una serie de observaciones cosmológicas rigurosamente crecientes, las últimas de 2005 de la Supernova Legacy Survey. Los primeros resultados de la SNLS revelaron que el comportamiento medio de la energía oscura se comporta como la constante cosmológica de Einstein con una precisión del 10%.[9] Los resultados del Hubble Space Telescope Higher-Z Team indican que la energía oscura ha estado presente durante al menos 9.000 millones de años y durante el periodo precedente a la aceleración cósmica.

Descubrimiento de la energía oscura

En 1998 las observaciones de supernovas de tipo 1a muy lejanas, realizadas por parte del Supernova Cosmology Project en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y el High-z Supernova Search Team, sugirieron que la expansión del Universo se estaba acelerando.[8] [7] Desde entonces, esta aceleración se ha confirmado por varias fuentes independientes: medidas de la radiación de fondo de microondas, las lentes gravitacionales, nucleosíntesis primigenia de elementos ligeros y la estructura a gran escala del Universo, así como una mejora en las medidas de las supernovas han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM.

Las supernovas de tipo 1a proporcionan la principal prueba directa de la existencia de la energía oscura. Según a la Ley de Hubble, todas las galaxias lejanas se alejan aparentemente de la Vía Láctea, mostrando un desplazamiento al rojo en el espectro luminoso debido al efecto Doppler. La medición del factor de escala en el momento que la luz fue emitida desde un objeto es obtenida fácilmente midiendo el corrimiento al rojo del objeto en recesión. Este desplazamiento indica la edad de un objeto lejano de forma proporcional, pero no absoluta. Por ejemplo, estudiando el espectro de un quasar se puede saber si se formó cuando el Universo tenía un 20% o un 30% de la edad actual, pero no se puede saber la edad absoluta del Universo. Para ello es necesario medir con precisión la expansión cosmológica. El valor que representa esta expansión en la actualidad se denomina Constante de Hubble. Para calcular esta constante se utilizan en cosmología las candelas estándar, que son determinados objetos astronómicos con la misma magnitud absoluta, que es conocida, de tal manera que es posible relacionar el brillo observado, o magnitud aparente, con la distancia. Sin las candelas estándar, es imposible medir la relación corrimiento al rojo-distancia de la ley de Hubble. Las supernovas tipo 1a son una de esas candelas estándar, debido a su gran magnitud absoluta, lo que posibilita que se puedan observar incluso en las galaxias más lejanas. En 1998 varias observaciones de estas supernovas en galaxias muy lejanas (y, por lo tanto, jóvenes) demostraron que la constante de Hubble no es tal, sino que su valor varía con el tiempo. Hasta ese momento se pensaba que la expansión del Universo se estaba frenando debido a la fuerza gravitatoria; sin embargo, se descubrió que se estaba acelerando, por lo que debía existir algún tipo de fuerza que acelerase el Universo.

La consistencia en magnitud absoluta para supernovas tipo 1a se ve favorecida por el modelo de una estrella enana blanca vieja que gana masa de una estrella compañera y crece hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar definido de manera precisa. Con esta masa, la enana blanca es inestable ante fugas termonucleares y explota como una supernova tipo 1a con un brillo característico. El brillo observado de la supernova se pinta frente a su corrimiento al rojo y esto se utiliza para medir la historia de la expansión del Universo. Estas observaciones indican que la expansión del Universo no se está desacelerando, como sería de esperar para un Universo dominado por materia, sino más bien acelerándose. Estas observaciones se explican suponiendo que existe un nuevo tipo de energía con presión negativa.

La existencia de la energía oscura, de cualquier forma, es necesaria para reconciliar la geometría medida del espacio con la suma total de materia en el Universo. Las medidas de la radiación de fondo de microondas más recientes, realizadas por el satélite WMAP, indican que el Universo está muy cerca de ser plano. Para que la forma del Universo sea plana, la densidad de masa/energía del Universo tiene que ser igual a una cierta densidad crítica. Posteriores observaciones de la radiación de fondo de microondas y de la proporción de elementos formados en el Big Bang han puesto un límite a la cantidad de materia bariónica y materia oscura que puede existir en el Universo, que cuenta sólo el 30% de la densidad crítica. Esto implica la existencia de una forma de energía adicional que cuenta el 70% de la masa energía restante. Estos estudios indican que el 73% de la masa del Universo está formado por la energía oscura, un 23% es materia oscura (materia oscura fría y materia oscura caliente) y un 4% materia bariónica. La teoría de la estructura a gran escala del Universo, que determina la formación de estructuras en el Universo (estrellas, quasars, galaxias y agrupaciones galácticas), también sugiere que la densidad de materia en el Universo es sólo el 30% de la densidad crítica.

 Experimentos diseñados para probar la existencia de la energía oscura

El más conocido es el Sistema de Detección Integrado Sachs-Wolfe, ideado en 1996 por dos investigadores canadienses y utilizado por primera vez en 2003; propusieron buscar estos pequeños cambios en la energía de la luz comparando la temperatura de la radiación con mapas de galaxias en el universo local. De no existir la energía oscura, no habría correspondencia entre los dos mapas (el de fondo de microondas cósmico distante y el de la distribución de galaxias relativamente cercano). Si esta existiera, sin embargo, se podría observar un curioso fenómeno: los fotones del fondo cósmico de microondas ganarían energía —en vez de perderla— al pasar cerca de grandes masas. El experimento mejoró sus resultados gracias al eguipo de Tommaso Giannantonio, quien ha probado su existencia con una certeza algo mayor a cuatro sigmas.

La naturaleza exacta de la energía oscura es materia de debate. Se sabe que es muy homogénea, no muy densa, pero no se conoce su interacción con ninguna de las fuerzas fundamentales más que con la gravedad. Como no es muy densa, unos 10−29 g/cm³, es difícil realizar experimentos para detectarla. La energía oscura tiene una gran influencia en el Universo, pues es el 70% de toda la energía y debido a que ocupa uniformemente el espacio interestelar. Los dos modelos principales son la quintaesencia y la constante cosmológica

Quintaesencia:

La energía oscura puede convertirse en materia oscura cuando es golpeada por partículas bariónicas, conduciendo así a excitaciones como de partículas en algún tipo de campo dinámico, conocido como quintaesencia. La quintaesencia difiere de la constante cosmológica en que puede variar en el espacio y en el tiempo. Para que no se agrupen y se formen estructuras como materia, tiene que ser muy ligero de tal manera que tenga una gran longitud de onda Compton.

No se ha encontrado todavía ninguna prueba de la quintaesencia, pero tampoco ha sido descartada. Generalmente predice una aceleración ligeramente más lenta de la expansión del Universo que la constante cosmológica. Algunos científicos piensan que la mejor prueba de la quintaesencia vendría a partir de violaciones del principio de equivalencia y la variación de las constantes fundamentales de Einstein en el espacio o en el tiempo. Los campos escalares son predichos por el modelo estándar y la teoría de cuerdas, pero un problema análogo al problema de la constante cosmológica (o el problema de construir modelos de inflación cósmica) ocurre: la teoría de la renormalización predice que los campos escalares deberían adquirir grandes masas.

El problema de la coincidencia cósmica se pregunta por qué la aceleración cósmica empezó cuando lo hizo. Si la aceleración cósmica empezó antes en el Universo, las estructuras como galaxias nunca habrían tenido tiempo de formarse y permanecer, al menos como se las conoce; nunca habrían tenido una oportunidad de existir. Sin embargo, muchos modelos de quintaesencia tienen un llamado “comportamiento rastreador”, que soluciona este problema. En estos modelos, el campo de la quintaesencia tiene una densidad que sigue la pista de cerca (pero es menor que) la densidad de radiación hasta la igualdad materia-radiación, que dispara la quintaesencia empiece a comportarse como energía oscura, finalmente dominando el Universo. Esto naturalmente establece una baja escala de energía de la energía oscura.

Algunos casos especiales de quintaesencia son la energía fantasma con w=+1. , en que la densidad de energía de la quintaesencia realmente se incrementa con el tiempo y la esencia-k (acrónimo de quintaesencia cinética) que tiene una forma no convencional de energía cinética. Pueden tener propiedades inusuales: la energía fantasma, por ejemplo, puede causar un Big Rip.

La nueva quintaesencia es una forma novedosa de energía inherente en el espacio vacío, que está basada en la constante de Planck. La suma fundamental de energía contenida en el espacio-tiempo, es representada por la ecuación E = hn, donde h es la constante de Planck y n es el número de quintesencias contenido en un volumen de espacio dado, por unidad de tiempo (segundos).

 Ideas alternativas

Algunos teóricos piensan que la energía oscura y la aceleración cósmica son un fallo de la relatividad general en escalas muy grandes, mayores que los supercúmulos. Es una tremenda extrapolación pensar que la ley de la gravedad, que funciona tan bien en el sistema solar, debería trabajar sin corrección a escala universal. Se han realizado muchos intentos de modificar la relatividad general; sin embargo, han resultado ser equivalentes a las teorías de la quintaesencia o inconsistentes con las observaciones.

Las ideas alternativas a la energía oscura han venido desde la teoría de cuerdas, la cosmología brana y el principio holográfico, pero no han sido probadas todavía tan convincentemente como la quintaesencia y la constante cosmológica.

Sin embargo, otras proposiciones “radicalmente conservadoras” intentan explicar los datos observacionales mediante un uso más refinado de las teorías establecidas más que a través de la introducción de la energía oscura, centrándose, por ejemplo, en los efectos gravitacionales de heterogeneidades de la densidad (asumidas como insignificantes en la aproximación estándar de la métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y confirmada como insignificante por los estudios de las anisotropías del fondo cósmico de microondas y las estadísticas de la estructura a gran escala del Universo) o en las consecuencias de la ruptura de la simetría electrodébil en el Universo primigenio.

Con perspicacia, la energía oscura puede deducirse de observaciones a la constelación de Virgo con el telescopio LIGO I (con su sensibilidad de 10-21), mediante la no detección de ondas gravitatorias, que puede interpretarse como un indicador de que la rigidez de un continuo espacio-tiempo CR pseudo-Riemanniano no es insignificante, más que la suposición de que las ondas gravitatorias se propagan a larga distancia. Estadísticamente LIGO I parece tener un volumen suficientemente grande y tamaño de muestreo para la inclusión de objetos compactos en sistemas binarios en órbitas estrechas al menos, incluso si no se capturan algunos eventos de fusión. Sin embargo, incluso las fusiones binarias de BHs,que generan ondas gravitatorias puede decaer rápidamente. Así, la resistencia a la deformación (stress normal: extensión y compresión e incluso cualquier esfuerzo cortante) puede que no sea insignificante. Tal rigidez (resistencia a deformaciones/distorsiones) puede ser considerada como una inercia de múltiples CR. Es decir, ondas gravitatorias que tienen energía no localizada, pero tal energía es asociada con múltiples deformaciones. Por lo tanto, la energía de tales ondas gravitatorias puede ser considerada como un intento de superar la resistencia a la deformación (rigidez) de múltiples CR. Así, tal inercia parecería representar una contribución al stress del tensor de momento de energía y su representación matricial no contribuiría significativamente a toda la curvatura. Así, si las ondas gravitatorias no son detectadas, entonces LIGO I puede realmente estar explorando un cálculo cualitativo (no los límites) para la rigidez de múltiples CR. Así, múltiples CR pueden ser suficientemente robustos para la perturbación. Cualquier robustez parecería consistente sin producir rupturas cercanas y para una escala de Planck Cp también consistente con ninguna cuantificación de múltiples CR. Entonces, será menos probable tener fugas de ondas gravitatorias propagándose fuera de múltiples CR a otra dimensión, p.ej., brana. También, cualquier rigidez significante de múltiples CR sería menos consistente con las deformaciones asociadas con las supercuerdas. Y si el concepto de la inercia múltiple es descriptivo, entonces cualquier consideración reciente de nuevas aceleraciones (p.ej. resultantes de una tensión o elasticidad múltiple) de varios CR parecería menos probable. También la energía asociada con la resistencia a la deformación múltiple puede representar una porción significante de energía necesaria para aproximar la monotonía. Es decir, más que una búsqueda de la llamada energía oscura, tal vez una contribución adicional significativa es en forma de energía de múltiples CR, tal rigidez de múltiples CR contribuyendo al stress del tensor de momento de energía y por tanto a la curvatura. Así tal vez, LIGO I ya ha hecho un gran descubrimiento, la inercia de múltiples CR. Así, varios CR parecen tener una rigidez significativa y por tanto contribuya a una suma significante de energía y así contribuye significantemente a la curvatura (véase en INFN/Torino para una lista de trabajos reciente activamente mantenida en este campo de evolución rápida).

La energía oscura y el destino del Universo

La consecuencia más directa de la existencia de la energía oscura y la aceleración del Universo es que éste es más antiguo de lo que se creía. Si se calcula la edad del Universo con base en los datos actuales de la constante de Hubble (71±4 (km/s)/Mp), se obtiene una edad de 10.000 millones de años, menor que la edad de las estrellas más viejas que es posible observar en los cúmulos globulares, lo que crea una paradoja insalvable. Los cosmólogos estiman que la aceleración empezó hace unos 9.000 millones de años. Antes de eso, se pensaba que la expansión estaba ralentizándose, debido a la influencia atractiva de la materia oscura y los bariones. La densidad de materia oscura en un Universo en expansión desaparece más rápidamente que la energía oscura y finalmente domina la energía oscura. Especificamente, cuando el volumen del Universo se dobla, la densidad de materia oscura se divide a la mitad pero la densidad de energía oscura casi permanece sin cambios (exactamente es constante en el caso de una constante cosmológica). Teniendo en cuenta la energía oscura, la edad del Universo es de unos 13.700 millones de años (de acuerdo con los datos del satélite WMAP en 2003), lo que resuelve la paradoja de la edad de las estrellas más antiguas.

Si la aceleración continúa indefinidamente, el resultado final será que las galaxias exteriores al Supercúmulo de Virgo se moverán más allá del horizonte de sucesos: no volverán a ser visibles, porque su velocidad radial será mayor que la velocidad de la luz. Esta no es una violación de la relatividad especial y el efecto no puede utilizarse para enviar una señal entre ellos. Realmente no hay ninguna manera de definir la “velocidad relativa” en un espacio-tiempo curvado. La velocidad relativa y la velocidad sólo pueden ser definidas con significado pleno en un espacio-tiempo plano o en regiones suficientemente pequeñas (infinitesimales) de espacio-tiempo curvado. A su vez, previene cualquier comunicación entre ellos y el objeto pase sin contactar. La Tierra, la Vía Láctea y el Supercúmulo de Virgo, sin embargo, permanecería virtualmente sin perturbaciones mientras el resto del Universo retrocede. En este escenario, el supercúmulo local finalmente sufriría la muerte caliente, justo como se pensaba para un Universo plano y dominado por la materia, antes de las medidas de la aceleración cósmica.

El fondo de microondas indica que la geometría del Universo es plana, es decir, el Universo tiene la masa justa para que la expansión continúe indeterminadamente. Si el Universo, en vez de plano fuese cerrado, significaría que la atracción gravitatoria de la masa que forma el Universo es mayor que la expansión del Universo, por lo que éste se volvería a contraer (Big Crunch). Sin embargo, al estudiar la masa del Universo se detectó muy pronto que faltaba materia para que el Universo fuese plano. Esta “materia perdida” se denominó materia oscura. Con el descubrimiento de la energía oscura hoy se sabe que el destino del Universo ya no depende de la geometría del mismo, es decir, de la cantidad de masa que hay en él. En un principio la expansión del Universo se frenó debido a la gravedad, pero hace unos 4.000 millones de años la energía oscura sobrepasó al efecto de la fuerza gravitatoria de la materia y comenzó la aceleración de la expansión.

El futuro último del Universo depende de la naturaleza exacta de la energía oscura. Si ésta es una constante cosmológica, el futuro del Universo será muy parecido al de un Universo plano. Sin embargo, en algunos modelos de quintaesencia, denominados energía fantasma, la densidad de la energía oscura aumenta con el tiempo, provocando una aceleración exponencial. En algunos modelos extremos la aceleración sería tan rápida que superaría las fuerzas de atracción nucleares y destruiría el Universo en unos 20.000 millones de años, en el llamado Gran Desgarro (Big Rip).

Hay algunas ideas muy especulativas sobre el futuro del Universo. Una sugiere que la energía fantasma causa una expansión divergente, que implicaría que la fuerza efectiva de la energía oscura continúa creciendo hasta que domine al resto de las fuerzas del Universo. Bajo este escenario, la energía oscura finalmente destrozaría todas las estructuras gravitacionalmente acotadas, incluyendo galaxias y sistemas solares y finalmente superaría a las fuerzas eléctrica y nuclear para destrozar a los propios átomos, terminando el Universo en un Big Rip. Por otro lado, la energía oscura puede disiparse con el tiempo o incluso llegar a ser atractiva. Tales incertidumbres abren la posibilidad de que la gravedad todavía pueda conducir al Universo que se contrae a sí mismo en un “Big Crunch“. Algunos escenarios, como el modelo cíclico, sugieren que este podía ser el caso. Mientras que estas ideas no están soportadas por las observaciones, no pueden ser excluidas. Las medidas de aceleración son cruciales para determinar el destino final del Universo en la Teoría del Big Bang.

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MADRID, 12 Sep. (EUROPA PRESS) –

   Astrónomos de la Universidad de Portsmouth (Reino Unido) han llevado a cabo un estudio que señala que la energía oscura, que procede de la misteriosa sustancia que se cree que ha participado en la aceleración de la expansión del Universo, existe realmente. Concretamente, su estudio apunta a que las probabilidad de su existencia son de un 99,996 por ciento.

   Hace una década, los astrónomos observaron el brillo de las supernovas distantes y se dieron cuenta de que la expansión del universo parece estar acelerándose. Esta aceleración se atribuye a la fuerza de repulsión asociada con la energía oscura que, según las teorías actuales se cree que forma 73 por ciento del cosmos.

   A pesar de que los investigadores que hicieron este descubrimiento, Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt y Adam G. Riess, recibieron el Premio Nobel de Física en 2011, la existencia de la energía oscura continúa siendo un tema de debate entre la comunidad científica.

   Hasta ahora se han utilizado numerosas técnicas para confirmar la realidad de la energía oscura. Una clara evidencia de esta energía proviene del Sistema de Detección Integrado Sachs-Wolfe. Esta teoría señala que el fondo cósmico de microondas, la radiación del calor residual del Big Bang, se ve por todo el cielo, de manera que esta radiación se volvería un poco más azul a su paso por los campos gravitatorios de grumos de materia, un efecto conocido como corrimiento al rojo gravitacional.

   En 1996, dos investigadores canadienses llevaron esta idea al siguiente nivel. Su trabajo sugiere que los astrónomos pueden buscar estos pequeños cambios en la energía de la luz (fotones) comparando la temperatura de la radiación con mapas de galaxias en el universo local.

   De este modo, en ausencia de la energía oscura no habría correspondencia entre los dos mapas (el de fondo de microondas cósmico distante y el de la distribución de galaxias relativamente cercano), pero si esta existiera supondría el efecto contrario: los fotones del fondo cósmico de microondas ganarían energía al pasar por grandes trozos de masa.

   El Sistema de Detección Integrado Sachs-Wolfe, utilizado por primera vez en 2003 fue considerado inmediatamente como una prueba fehaciente de que la energía oscura existe, de hecho fue nombrado ‘descubrimiento del año’ por la revista ‘Science’.

   Sin embargo, también ha tenido sus detractores, que indicaban que la señal de energía oscura obtenida era demasiado débil, por lo que algunos científicos sugirieron que podría ser consecuencia de otras fuentes, como el polvo de la Vía Láctea.

   Ahora, el nuevo estudio, publicado en ‘Monthly Notices’ de la Royal Astronomical Society,  ha investigado, a lo largo de dos años, esta teoría y ha examinado todos los argumentos en contra del Sistema de Detección Integrado Sachs-Wolfe. En este trabajo, el equipo ha mejorado los mapas utilizados en la obra original y, gracias a este análisis se ha llegado a la conclusión de que existe una probabilidad del 99,99 por ciento de que la energía oscura sea responsable de las partes más calientes de los mapas del fondo cósmico de microondas.

   El autor principal del trabajo, Giannantonio Tommaso, ha apuntado que, además “este trabajo también habla de las posibles modificaciones a la teoría de Einstein de la relatividad general”.

   A su juicio, “la próxima generación de fondo de microondas cósmico, y los futuros estudios de galaxias, deberían proporcionar la medición definitiva, ya sea la que confirma la relatividad general, incluyendo la energía oscura, o incluso más intrigante, exigiendo una comprensión completamente nueva de cómo funciona la gravedad”.

Y esto es lo que sabemos…

Publicado octubre 21, 2012 por astroblogspain en Uncategorized

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