În și în astronomie, energia întunecată este o formă ipotetică de energie care influențează Universul la cele mai mari scări. Efectul său principal este de a determina . De asemenea, ea încetinește rata de formare a structurilor.
Presupunând că modelul cosmologic este corect, energia întunecată domină Universul, contribuind în prezent cu aproximativ 68,3% din conținutul energetic total al Universului observabil, în timp ce materia întunecată și materia barionică obișnuită contribuie cu aproximativ 27%, respectiv 5%, iar alte componente, precum neutrinii și fotonii, sunt aproape neglijabile.
Densitatea energiei întunecate este foarte mică, de ordinul a sau în echivalent masă–energie, mult mai mică decât densitatea materiei obișnuite sau a materiei întunecate din galaxii. Cu toate acestea, ea domină conținutul masă–energie al Universului deoarece este distribuită uniform în spațiu.
Primele dovezi observaționale ale existenței energiei întunecate au provenit din măsurători ale supernovelor. Supernovele de tip Ia au o luminozitate aproape constantă, ceea ce înseamnă că pot fi folosite ca indicatori fiabili ai distanței. Compararea acestei distanțe cu deplasarea spre roșu, care măsoară viteza cu care supernova se îndepărtează, arată că expansiunea Universului este accelerată.
Înaintea acestor observații, se credea că atracția gravitațională exercitată de materie și energie ar face ca expansiunea Universului să încetinească în timp. De la descoperirea expansiunii accelerate, au fost identificate mai multe linii independente de dovezi care susțin existența energiei întunecate, inclusiv recentele observații DESI (2024-2025) care sugerează o posibilă evoluție temporală a acesteia.
Natura exactă a energiei întunecate rămâne necunoscută, iar pentru explicarea ei au fost propuse mai multe ipoteze. Principalii candidați sunt constanta cosmologică, care reprezintă o densitate de energie constantă ce umple omogen spațiul, și câmpurile scalare, adică mărimi dinamice a căror densitate de energie poate varia în timp și spațiu, cum sunt chintesența sau moduli. Alte posibilități includ energia întunecată interactivă, un efect observațional, cuplajul cosmologic și alte modele alternative.
Istoria descoperirii și speculații anterioare
Constanta cosmologică a lui Einstein Constanta cosmologică este cel mai simplu candidat pentru energia întunecată. Ea este un termen constant care poate fi adăugat la ecuațiile de câmp ale lui Einstein din relativitate generală. Dacă este interpretată ca termen-sursă în ecuația de câmp, ea poate fi considerată echivalentă cu energia vidului, adică cu energia spațiului gol.
Constanta cosmologică a fost propusă inițial de Albert Einstein ca mecanism pentru obținerea unei soluții a ecuațiilor gravitației care să descrie un Univers static, adică un Univers care nu se dilată și nu se contractă. În acest fel, energia întunecată juca rolul unei componente care compensa efectul gravitației obișnuite.
Einstein a notat constanta cosmologică prin litera grecească Lambda. El a afirmat că introducerea acesteia impune ca spațiul gol să joace rolul unor „mase gravitaționale negative” distribuite uniform în spațiul interstelar.
Ulterior s-a înțeles că acest mecanism reprezintă un exemplu de și că modelul static al lui Einstein nu este stabil: neomogenitățile locale ar conduce inevitabil fie la o expansiune necontrolată, fie la o contracție. Echilibrul dinamic este instabil, deoarece, dacă Universul se extinde chiar și foarte puțin, expansiunea eliberează energie de vid, ceea ce duce la o expansiune și mai rapidă; în mod analog, un Univers care începe să se contracte va continua să se contracte.
Conform interpretării relativiste, spațiul gol poate avea propria energie. Deoarece această energie este o proprietate a spațiului însuși, ea nu se diluează pe măsură ce spațiul se extinde. Pe măsură ce apare mai mult spațiu, apare și mai multă energie a vidului, ceea ce poate produce o expansiune accelerată.
Aceste tipuri de perturbații sunt inevitabile din cauza distribuției neuniforme a materiei în Univers. În plus, observațiile realizate de Edwin Hubble în 1929 au arătat că Universul pare să se afle în expansiune și nu este static. Se spune că Einstein ar fi numit eșecul său de a anticipa ideea unui Univers dinamic, spre deosebire de unul static, „cea mai mare greșeală” a vieții sale.
Energia întunecată inflaționară Alan Guth și au propus în 1980 că un câmp cu presiune negativă, asemănător conceptual energiei întunecate, ar putea conduce inflația cosmică din Universul foarte timpuriu. Inflația presupune că o anumită forță repulsivă, asemănătoare din punct de vedere calitativ energiei întunecate, a produs o expansiune enormă și exponențială a Universului în primele sale momente.
O asemenea expansiune este o componentă esențială a majorității modelelor actuale ale Big Bangului. Totuși, inflația trebuie să se fi produs la o densitate de energie mult mai mare decât cea a energiei întunecate observate astăzi și se consideră că ea s-a încheiat complet când Universul avea numai o fracțiune de secundă. Nu este clar ce relație există, dacă există vreuna, între energia întunecată și inflație.
Energia întunecată la epoci târzii După acceptarea modelelor inflaționare, constanta cosmologică a fost considerată mult timp irelevantă pentru Universul actual. Aproape toate modelele inflaționare prezic că densitatea totală masă–energie a Universului ar trebui să fie foarte apropiată de . În anii 1980, cea mai mare parte a cercetărilor cosmologice s-a concentrat asupra modelelor în care densitatea critică era asigurată exclusiv de materie, de regulă aproximativ 95% materie întunecată rece și 5% materie obișnuită.
S-a constatat că aceste modele aveau succes în descrierea formării galaxiilor și roiurilor de galaxii, dar la sfârșitul anilor 1980 au apărut mai multe dificultăți. În special, modelul necesita o valoare a constantei Hubble mai mică decât cea sugerată de observații și subestima aglomerarea galaxiilor la scară mare. Aceste dificultăți au devenit și mai evidente după descoperirea anizotropiei radiației cosmice de fond de către satelitul COBE, iar până la mijlocul anilor 1990 au fost studiate activ mai multe modele modificate de materie întunecată rece, inclusiv modelul Lambda-CDM și modelul mixt de materie întunecată rece și fierbinte.
Primele dovezi directe pentru energia întunecată au provenit în 1998 din observații ale supernovelor, care au indicat o expansiune accelerată a Universului, în lucrările lui Adam Riess și colaboratorii săi, respectiv Saul Perlmutter și colaboratorii săi.
Ulterior, modelul Lambda-CDM a devenit modelul cosmologic dominant. La scurt timp după aceea, energia întunecată a fost susținută și de observații independente. În anul 2000, experimentele de fond cosmic și au observat primul vârf acustic al radiației cosmice de fond, arătând că densitatea totală masă–energie a Universului este apropiată de 100% din densitatea critică. Apoi, în 2001, a furnizat dovezi puternice că densitatea materiei este de aproximativ 30% din densitatea critică. Diferența mare dintre aceste două rezultate indică existența unei componente netede de energie întunecată care reprezintă restul.
Măsurători mult mai precise efectuate ulterior de între 2003 și 2010 au continuat să susțină modelul standard și au permis determinări mai exacte ale parametrilor cosmologici esențiali.
Termenul energie întunecată a fost introdus de cosmologul în 1998, într-un articol scris împreună cu și Martin White.
Natură Natura energiei întunecate este chiar mai ipotetică decât cea a materiei întunecate, iar multe aspecte ale sale rămân în domeniul speculației.
Se consideră că energia întunecată este foarte omogenă și nu foarte densă și nu se știe să interacționeze prin niciuna dintre interacțiunile fundamentale, cu excepția gravitației. Deoarece este foarte rarefiată, este puțin probabil să poată fi detectată în experimente de laborator. Motivul pentru care poate avea un efect atât de profund asupra Universului, deși este atât de diluată, este că se presupune că umple uniform spațiul, inclusiv regiunile aparent goale.
, adică perechile particulă–antiparticulă generate și anihilate reciproc într-un interval de timp compatibil cu principiul incertitudinii al lui Heisenberg, a fost adesea invocată drept contribuția principală la energia întunecată. Echivalența masă–energie, așa cum este ea formulată în relativitate generală, implică faptul că energia vidului ar trebui să producă efecte gravitaționale. În consecință, este de așteptat ca energia vidului să contribuie la constanta cosmologică, care, la rândul ei, influențează expansiunea accelerată a Universului. Totuși, constă în dezacordul enorm dintre valorile observate ale densității energiei vidului și valoarea teoretică foarte mare a energiei de punct zero dedusă din teoria cuantică a câmpului; această problemă rămâne nerezolvată.
Independent de natura sa reală, energia întunecată trebuie să aibă o presiune negativă puternică pentru a explica accelerarea observată a expansiunii Universului. Conform relativității generale, presiunea din interiorul unei substanțe contribuie la efectul gravitațional al acesteia asupra altor obiecte, la fel ca densitatea sa de masă. Acest lucru se întâmplă deoarece mărimea fizică ce determină efectele gravitaționale ale materiei este tensorul energie–impuls, care conține atât densitatea de energie sau de materie, cât și presiunea. În cadrul metricii , se poate arăta că o presiune negativă constantă puternică, adică o tensiune uniformă în întregul Univers, produce o accelerare a expansiunii dacă Universul este deja în expansiune sau o încetinire a contracției dacă Universul este deja în contracție. Acest efect de accelerare este uneori numit „repulsie gravitațională”.
Definiție tehnică În cosmologia standard, Universul are trei componente majore: materia, radiația și energia întunecată. Materia este orice componentă a cărei densitate de energie scade proporțional cu inversul cubului factorului de scară, adică , în timp ce radiația este orice componentă a cărei densitate de energie scade proporțional cu inversul puterii a patra a factorului de scară, adică . Acest lucru poate fi înțeles intuitiv observând că, pentru particulele obișnuite dintr-o cutie cubică, dublarea lungimii muchiei cutiei reduce densitatea și, deci, densitatea de energie, cu un factor de opt. În cazul radiației, scăderea densității de energie este mai mare deoarece creșterea distanțelor spațiale produce și o deplasare spre roșu, ceea ce reduce energia.
Componenta finală este energia întunecată. Ea este o proprietate intrinsecă a spațiului și are o densitate de energie constantă, indiferent de volumul considerat, adică . Prin urmare, spre deosebire de materia obișnuită, ea nu este diluată de expansiunea spațiului.
Modificarea expansiunii în timp dreapta|miniatura|Diagramă care reprezintă expansiunea accelerată a universului datorită energiei întunecate Sunt necesare măsurători de mare precizie ale expansiunii Universului pentru a înțelege cum se schimbă rata de expansiune în timp și spațiu. În cadrul relativității generale, evoluția ratei de expansiune este estimată din forma Universului și din ecuația cosmologică de stare, adică relația dintre temperatură, presiune și densitatea totală de materie, energie și energie a vidului pentru orice regiune a spațiului. Determinarea ecuației de stare a energiei întunecate reprezintă una dintre cele mai importante direcții ale cosmologiei observaționale actuale.
Adăugarea constantei cosmologice la metrica cosmologică standard conduce la modelul Lambda-CDM, numit adesea modelul standard al cosmologiei, datorită acordului său foarte bun cu observațiile.
Rezultatele inițiale ale au arătat că comportamentul mediu al energiei întunecate, adică ecuația sa de stare, se comportă ca constanta cosmologică a lui Einstein cu o precizie de aproximativ 10%.