Energia fosca, què és?

A la xerrada anterior ja va quedar dit que, segons les més precises observacions de la radiació de fons de microones i la confecció de mapes de l’univers més detallats per part del satèl·lit WMAP de la NASA, l’univers està format per un 24% de matèria fosca, part de la qual és de molt difícil detecció i per un 71,4% d’energia fosca, de la que encara no es té notícia directa. Avui comentarem què és l’energia fosca o, almenys, què se sap d’ella a hores d’ara.

La “constant cosmològica”:

Ens hauríem de remuntar a la formulació de la teoria de la Relativitat General d’Einstein    i a un terme que ell mateix va introduir a la seva teoria, la constant cosmològica. Einstein pensava aleshores que l’univers era estàtic i li calia posar aquest terme per ajustar les equacions. La posterior observació de l’expansió de l’univers va fer que Einstein pensés que havia comés l’error de la seva vida i que en realitat la constant cosmològica no feia falta, era només un artifici que es demostrava inútil. Al llarg del segle XX, a mesura que es feien hipòtesis sobre la geometria de l’univers, la constant cosmològica entrava de nou en joc o era rebutjada.

Per geometria de l’univers s’entén la forma i l’estructura que te l’univers en el seu conjunt. La geometria ve condicionada per les quantitats de matèria i energia presents, que posen en acció dues tendències oposades: l’atracció gravitatòria que depèn de la matèria i que tendeix a concentrar-ho tot i l’expansió, que depèn de l’energia i que tendeix a allunyar tots els objectes, uns dels altres. Si la geometria de l’univers està d’acord amb les nostres percepcions geomètriques habituals, com per exemple quan construïm línies rectes, triangles, quadrats, etc, es diu que l’univers és pla. Si no és així, l’univers és corb i podria tenir diferents formes:
– forma el·líptica, predominant l’atracció gravitatòria sobre l’expansió i pronosticant un final a la inversa del principi, un Big Cruch, o
– forma hiperbòlica, predominant una expansió que es faria eterna.

En un univers pla, un raig de llum seguiria una línia recta. En un univers corb, el raig de llum seguiria una trajectòria corba. A nivell local la curvatura de l’espai ha estat clarament observada. Objectes massius com les estrelles o les galàxies corben l’espai, fent que la llum que prové d’objectes llunyans, quan passa al seu costat segueixi una trajectòria corba, com si el raig de llum fos atret per l’objecte massiu. Però a nivell global, les darreres observacions del WMAP, per exemple, mostren un univers molt homogeni i per això els físics teòrics es decanten per la teoria de l’univers pla.

Per què l’univers sigui pla cal que estigui format per les quantitats de matèria i energia esmentades al principi i aquí és on torna a jugar la constant cosmològica, que és una forma d’energia. Amb un valor adequat de la constant cosmològica, la quantitat total de matèria i energia seria l’adequada per conjugar l’atracció gravitatòria i l’expansió accelerada de l’univers donant com a resultat un univers pla. (1) (2)

Supernoves llunyanes:

Al final del segle XX, el 1998, dos grups d’astrònoms que treballaven independentment, van anunciar les seves mesures de distàncies i velocitats de desplaçament de supernoves llunyanes, que els feia concloure que l’univers accelera, el que consideraven com prova inequívoca de l’existència de l’energia fosca. Saul Perlmutter del “Projecte Cosmològic de Supernoves” i Adam Riess y Brian P. Schmidt del “Equip de Recerca de Supernoves High-Z” van ser guardonats el 2011 amb el Premi Nobel pels seus descobriments. Parlem de què van fer aquests dos grups d’astrònoms.

Supernoves i nanes blanques:

Galàxia NGC 4526 i supernova 1994D
Crèdit: NASA/ESA, The Hubble Key Project Team and The High-Z Supernova Search Team

Hi ha un tipus de supernoves, les Ia, que resulten de l’evolució de una estrella binària formada per dues estrelles poc massives. Quan una de les dues estrelles ha esgotat el seu combustible, l’hidrogen, es converteix en una nana blanca que es va apagant lentament. Quan la segona estrella es va quedant sense hidrogen comença el seu declivi, va augmentant el seu volum, convertint-se en una geganta o geganta vermella, perdent les seves capes exteriors. Quan aquesta segona estrella acaba la fase de geganta, passant a ser una altra nana blanca, part de la seva massa ha passat a la primera. L’augment de massa de la primera fa que el seu nucli quedi sotmès a una gran pressió, iniciant-se un procés de fusions nuclears que provoquen una espectacular explosió (supernova) d’ambdues estrelles alhora. Les supernoves Ia són molt útils perquè són molt brillants i es poden veure des de molt lluny i a més a més, la lluminositat absoluta és molt similar en totes elles, el que fa que puguin ser utilitzades per a mesurar distàncies, per un procediment similar al de les estrelles cefeides.

Expansió accelerada de l’univers:

Els grups comandats per Perlmutter i Schmidt volien estudiar els canvis en la velocitat d’expansió de l’univers en èpoques passades. Per això van estudiar aquest tipus de supernoves situades a gran distància i, per tant, corresponents a èpoques també allunyades en el temps. Van observar que eren menys lluminoses del que es podia esperar en un model d’univers sense energia fosca, el que volia dir que eren situades més lluny. Justament a la distància que es podia esperar en un univers ple d’energia fosca, que s’estigués expansionant més acceleradament. (1) (3)

Crèdit: NASA/STSci/Ann Feild

Canvi de marxa fa 5 mil milions d’anys:

Les dades de l’estudi de supernoves, aportades per Adam Riess el 2006, indiquen que fa uns 5 mil milions d’anys l’univers va canviar de marxa. Abans d’aquest temps, l’atracció gravitatòria de la matèria guanyava la partida a l’expansió, provocant una desacceleració. Però des d’aleshores i fins el present, l’energia fosca capgira la tendència accelerant la velocitat d’expansió. A la gràfica de la NASA es pot veure el punt d’inflexió de la corba d’expansió de l’univers fa uns 5 mil milions d’anys. (1) (4) (5)

L’energia fosca és una necessitat teòrica per què el model d’univers s’acosti a les observacions que, per ara, ningú ha vist ni experimentat de cap manera. Haurem d’esperar nous descobriments per confirmar-la o rebutjar-la.

Fonts d’informació:

(1) El telescopio de Einstein, Evalyn Gates. Editorial Alba. 2011.
(2) Vicente Muñoz. La forma del Universo. UAM.
http://www.mat.ucm.es/~vmunozve/Universo.pdf
(3) http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/
(4) http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/dark-energy.html
(5) http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy/

Audio de la xerrada.

Emissió de Ràdio Banyoles, dins del programa d’Astrobanyoles
“Sopa d’estrelles” del 6 de juny de 2013.

Aquesta entrada ha esta publicada en cosmologia, energia, premis nobel. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari