El universo se expande, estudio de la energía oscura,

El universo se expande, estudio de la energía oscura,

Saul Perlmutter (nacido en 1959) es un astrofísico estadounidense del Laboratorio Nacional de Lawrence Berkeley, es profesor de física en la Universidad de California, en Berkely (EE.UU.). Miembro de la Academia Estadounidense de las Artes y las Ciencias fue elegido en 2003 a través de la asociación americana para el avance científico. Miembro de la Academia Nacional de Ciencias (de los EE.UU.).

Perlmutter compartió en 2006 el premio Shaw en Astronomía y el Premio Nobel de Física 2011 con Adam Riess y Brian Schmidt por proporcionar pruebas sobre la aceleración de la expansión del universo.

Pero quien es este hombre,

Saul Perlmutter, es el ganador del Nobel 2011, de física,

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

Dos posibles formas de la energía oscura son la constante cosmológica, una densidad de energía constante que llena el espacio en forma homogénea, y campos escalares como la quintaesencia, 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 standard" 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 han 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 fueron establecidos 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%. 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.

"Aunque no sepamos qué es la energía oscura, sabemos con certeza que entenderla nos dará pistas cruciales en la búsqueda para la unificación de las fuerzas y las partículas en el Universo, y que el camino hacia dicho entendimiento necesita de telescopios y no de aceleradores", dice el astrofísico Michael Turner de la Universidad de Chicago.

Que es la energia oscura,

La naturaleza exacta de la energía oscura es materia de especulación. Se conoce que es muy homogénea, no muy densa, y no se conoce la interacción con ninguna de las fuerzas fundamentales más que la gravedad. Como no es muy densa, unos 10⁻²⁹ g/cm³ es difícil de imaginar experimentos para detectarla en laboratorio. La energía oscura sólo puede tener un profundo impacto en el Universo, ocupando el 70% de toda la energía, debido a que por el contrario llena uniformemente el espacio vacío. Los dos modelos principales son la quintaesencia y la constante cosmológica.

Y este descubrimiento para que sirve,

La energía oscura no tiene un impacto directo en nuestras vidas, por lo menos por ahora. Nuestra galaxia cuenta con miles de millones de años antes de que la energía oscura sea lo suficientemente fuerte como para destrozarla. Los eventos se mueven más lentamente en el tiempo del universo.

Pero si la historia sirve de guía, la comprensión de la física de partículas, del espacio y del tiempo comprobó ser algo invaluable una y otra vez. Gran parte de la innovación tecnológica que dirige a nuestra economía actualmente se deriva de los descubrimientos de la física de hace varias décadas, de acuerdo con el informe Gathering Storm de 2006, de la Academia Nacional de Ciencia.

El desarrollo de las teorías de mecánica cuántica sobre la materia en la década de los 20 condujo a la electrónica de las computadoras actuales, a los aparatos electrónicos industriales y domésticos, desde tu iPod hasta tu tostadora.

Los diagnósticos de imágenes que se utilizan para descubrir el cáncer y otros padecimientos tienen sus raíces en la dispersión de la luz y de las partículas por la materia, como lo estudiaron los físicos al usar aceleradores de partículas. Los astrónomos dirigieron el desarrollo de dispositivos de imágenes electrónicas que ahora se usan ampliamente en las cámaras digitales. Los escáneres de rayos X de los aeropuertos se construyeron por una compañía dirigida por astrónomos interesados en detectar los rayos X de las estrellas y de las galaxias. Y la lista sigue.

Cuando Brian Schmidt se convirtió en un experto en supernovas, pensó en cómo estallaban las estrellas, no en el Premio Nobel. Cuando Adam Riess comenzó sus estudios de postgrado, pensaba cómo el cosmos evolucionó hasta nuestros días. Cuando Saul Permutter convenció a su laboratorio para realizar su experimento de supernovas, quería pesar el universo. Y cuando Bob Kirshner atrae a cientos de estudiantes a sus clases de astronomía en Harvard, les enseña acerca de los objetos distantes y los eventos que parecen increíblemente lejanos de nuestra vida cotidiana.

Este descubrimiento desafía a nuestros mejores teóricos y atrae a jóvenes inteligentes a la ciencia. Y algún día lejano en el futuro, comprender cómo la energía oscura puede ser una propiedad del espacio vacío a lo largo del universo quizá tenga un profundo impacto en nuestra vida aquí en la Tierra.

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, permanecerían 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.

Fuentes;