Energia oscura

Energia oscura, forza repulsiva che è la componente dominante (69,4%) dell’universo. La parte restante dell’universo è costituita da materia ordinaria e materia oscura. L’energia oscura, in contrasto con entrambe le forme di materia, è relativamente uniforme nel tempo e nello spazio ed è gravitazionalmente repulsiva, non attraente, all’interno del volume che occupa. La natura dell’energia oscura non è ancora ben compresa.

Leggi tutto su questo argomento

astronomia: Energia oscura

Negli anni ’80 gli astronomi hanno cominciato ad usare le supernovae di tipo Ia come candele standard. Si crede che queste si formino nel seguente modo. Una candela bianca…

Una specie di forza cosmica repulsiva fu ipotizzata per la prima volta da Albert Einstein nel 1917 ed era rappresentata da un termine, la “costante cosmologica”, che Einstein introdusse con riluttanza nella sua teoria della relatività generale per contrastare la forza attrattiva della gravità e rendere conto di un universo che si supponeva essere statico (né in espansione né in contrazione). Dopo la scoperta negli anni ’20 da parte dell’astronomo americano Edwin Hubble che l’universo non è statico ma è in realtà in espansione, Einstein ha definito l’aggiunta di questa costante come il suo “più grande abbaglio”. Tuttavia, la quantità di materia misurata nel bilancio massa-energia dell’universo era improbabilmente bassa, e quindi qualche sconosciuto “componente mancante”, proprio come la costante cosmologica, era necessario per colmare il deficit. La prova diretta dell’esistenza di questa componente, che è stata soprannominata energia oscura, è stata presentata per la prima volta nel 1998.

L’energia oscura viene rilevata dal suo effetto sulla velocità di espansione dell’universo e dal suo effetto sulla velocità di formazione di strutture su larga scala come le galassie e gli ammassi di galassie attraverso instabilità gravitazionali. La misura del tasso di espansione richiede l’uso di telescopi per misurare la distanza (o il tempo di percorrenza della luce) di oggetti visti a diverse scale di grandezza (o redshift) nella storia dell’universo. Questi sforzi sono generalmente limitati dalla difficoltà di misurare accuratamente le distanze astronomiche. Poiché l’energia oscura lavora contro la gravità, più energia oscura accelera l’espansione dell’universo e ritarda la formazione di strutture su larga scala. Una tecnica per misurare il tasso di espansione è quella di osservare la luminosità apparente di oggetti di luminosità nota come le supernove di tipo Ia. L’energia oscura è stata scoperta nel 1998 con questo metodo da due squadre internazionali che comprendevano gli astronomi americani Adam Riess (l’autore di questo articolo) e Saul Perlmutter e l’astronomo australiano Brian Schmidt. Le due squadre hanno utilizzato otto telescopi tra cui quelli dell’Osservatorio Keck e dell’Osservatorio MMT. Le supernove di tipo Ia che sono esplose quando l’universo era solo due terzi della sua dimensione attuale erano più deboli e quindi più lontane di quanto sarebbero in un universo senza energia oscura. Questo implica che il tasso di espansione dell’universo è più veloce ora che in passato, un risultato dell’attuale dominanza dell’energia oscura. (L’energia oscura era trascurabile nell’universo primordiale.)

Studiare l’effetto dell’energia oscura sulla struttura su larga scala comporta la misurazione di sottili distorsioni nelle forme delle galassie derivanti dalla piegatura dello spazio da parte della materia che interviene, un fenomeno noto come “lente debole”. A un certo punto degli ultimi miliardi di anni, l’energia oscura è diventata dominante nell’universo e ha quindi impedito la formazione di più galassie e ammassi di galassie. Questo cambiamento nella struttura dell’universo è rivelato dalla lente debole. Un’altra misura viene dal conteggio del numero di ammassi di galassie nell’universo per misurare il volume dello spazio e la velocità con cui questo volume sta aumentando. Gli obiettivi della maggior parte degli studi osservazionali sull’energia oscura sono di misurare la sua equazione di stato (il rapporto tra la sua pressione e la sua densità di energia), le variazioni nelle sue proprietà e il grado in cui l’energia oscura fornisce una descrizione completa della fisica gravitazionale.

Nella teoria cosmologica, l’energia oscura è una classe generale di componenti del tensore sforzo-energia delle equazioni di campo nella teoria della relatività generale di Einstein. In questa teoria, c’è una corrispondenza diretta tra la materia-energia dell’universo (espressa nel tensore) e la forma dello spazio-tempo. Sia la densità di materia (o energia) (una quantità positiva) che la pressione interna contribuiscono al campo gravitazionale di un componente. Mentre i componenti familiari del tensore di stress-energia come la materia e la radiazione forniscono una gravità attrattiva piegando lo spazio-tempo, l’energia oscura causa una gravità repulsiva attraverso una pressione interna negativa. Se il rapporto tra la pressione e la densità di energia è inferiore a -1/3, una possibilità per una componente con pressione negativa, quella componente sarà gravitazionalmente auto-repulsiva. Se tale componente domina l’universo, accelererà l’espansione dell’universo.

La spiegazione più semplice e antica dell’energia oscura è che si tratta di una densità di energia inerente allo spazio vuoto, o “energia del vuoto”. Matematicamente, l’energia del vuoto è equivalente alla costante cosmologica di Einstein. Nonostante il rifiuto della costante cosmologica da parte di Einstein e di altri, la comprensione moderna del vuoto, basata sulla teoria quantistica dei campi, è che l’energia del vuoto nasce naturalmente dalla totalità delle fluttuazioni quantistiche (cioè, coppie virtuali di particelle-antiparticelle che vengono all’esistenza e poi si annichilano a vicenda poco dopo) nello spazio vuoto. Tuttavia, la densità osservata della densità di energia del vuoto cosmologico è ~10-10 ergs per centimetro cubo; il valore previsto dalla teoria quantistica dei campi è ~10110 ergs per centimetro cubo. Questa discrepanza di 10120 era nota anche prima della scoperta della ben più debole energia oscura. Mentre una soluzione fondamentale a questo problema non è ancora stata trovata, sono state proposte soluzioni probabilistiche, motivate dalla teoria delle stringhe e dalla possibile esistenza di un gran numero di universi disconnessi. In questo paradigma il valore inaspettatamente basso della costante è inteso come il risultato di un numero ancora maggiore di opportunità (cioè di universi) per il verificarsi di diversi valori della costante e la selezione casuale di un valore abbastanza piccolo da permettere la formazione di galassie (e quindi di stelle e vita).

Un’altra teoria popolare per l’energia oscura è che sia un’energia transitoria del vuoto risultante dall’energia potenziale di un campo dinamico. Conosciuta come “quintessenza”, questa forma di energia oscura varierebbe nello spazio e nel tempo, fornendo così un modo possibile per distinguerla da una costante cosmologica. È anche simile nel meccanismo (anche se di scala molto diversa) all’energia del campo scalare invocata nella teoria inflazionistica del big bang.

Un’altra possibile spiegazione dell’energia oscura sono i difetti topologici nel tessuto dell’universo. Nel caso di difetti intrinseci nello spazio-tempo (per esempio, stringhe o muri cosmici), la produzione di nuovi difetti mentre l’universo si espande è matematicamente simile a una costante cosmologica, anche se il valore dell’equazione di stato per i difetti dipende dal fatto che i difetti siano stringhe (unidimensionali) o muri (bidimensionali).

Ci sono stati anche tentativi di modificare la gravità per spiegare le osservazioni cosmologiche e locali senza la necessità di energia oscura. Questi tentativi invocano deviazioni dalla relatività generale su scale dell’intero universo osservabile.

Una grande sfida per comprendere l’espansione accelerata con o senza energia oscura è spiegare il verificarsi relativamente recente (negli ultimi miliardi di anni) di una quasi uguaglianza tra la densità dell’energia oscura e della materia oscura anche se devono essersi evolute in modo diverso. (Perché le strutture cosmiche si siano formate nel primo universo, l’energia oscura deve essere stata una componente insignificante). Questo problema è noto come “problema della coincidenza” o “problema del fine-tuning”. Comprendere la natura dell’energia oscura e i suoi molti problemi correlati è una delle sfide più formidabili della fisica moderna.