大经脉蹬

Quando Richard Feynman e altri svilupparono la teoria quantistica della materia, si resero conto che anche il vuoto possedeva una sua ben definita energia, data dalle particelle virtuali che si formano a coppie, le quali si annichiliscono a vicenda. Attraverso accurate misure, ci si rese conto che l'errore di Einstein non era tale: una forma di energia non rilevabile permea il vuoto, e la sua azione antigravitazionale fa accelerare l'espansione dell'universo. Come risultato collaterale, l'età dell'universo è inferiore a quanto stimato sulla base di una velocità di espansione costante. Ancora non si è capito né a cosa si deve questa forza, né come sia legata alla teoria inflazionaria. Nel 2004, Christian Beck della Queen Mary University di Londra e Michael Mackey della McGill University di Montreal hanno sviluppato una teoria che lega queste fluttuazioni all'energia oscura, e ipotizzato la misurazione sperimentale dell'energia oscura tramite la giunzione Josephson.
Tuttavia, alcuni modelli di gravità quantistica, tra cui la gravitazione quantistica a loop, possono spiegare alternativamente le proprietà cosmologiche senza far ricorso all'energia oscura.

Due forme proposte di energia oscura sono la costante cosmologica, una densità d'energia costante che riempie omogeneamente lo spazio, e la quintessenza, un campo dinamico la cui densità d'energia varia nello spazio e nel tempo. Distinguere le possibilità richiede misurazioni dell'espansione dell'universo ad alta precisione per capire come la velocità d'espansione cambi nel tempo. Il coefficiente d'espansione è parametrizzato dall'equazione di stato. Calcolare l'equazione di stato dell'energia oscura è uno degli sforzi più grandi nella cosmologia d'osservazione.
L'aggiunta di una costante cosmologica nella teoria base della cosmologia (vedi Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker) ha portato all'adozione di un modello chiamato modello Lambda-CDM. Questo modello è in accordo con le osservazioni cosmologiche confermate.
Il termine energia oscura fu coniato da Michael Turner.
Verso la fine degli anni '90, osservazioni di supernovae di tipo Ia suggerirono che l'espansione dell'universo sia in accelerazione. Queste osservazioni sono state confermate da molte altre fonti indipendenti: la radiazione cosmica di fondo, la lente gravitazionale, l'età dell'universo, la nucleosintesi, la struttura a grande scala dell'universo e le misurazioni del parametro di Hubble, come pure analisi accurate delle supernovae. Tutti questi elementi confermano il modello Lambda-CDM.
La supernova di tipo Ia offre la miglior prova per l'energia oscura. La misura della velocità dell'allontanamento di oggetti è semplicemente ottenuta misurando lo spostamento verso il rosso (redshift) dell'oggetto. Trovare invece la distanza di quell'oggetto è un problema più complesso. Per fare ciò è necessario trovare candele standard: oggetti la cui magnitudine assoluta è nota, in modo tale da rapportare la magnitudine apparente alla distanza. Senza candele standard è impossibile misurare la relazione della legge di Hubble tra la distanza e lo spostamento verso il rosso. Le supernovae di tipo Ia sono le migliori candele standard per l'osservazione cosmologica, in quanto sono molto luminose e bruciano solo quando la massa di una vecchia nana bianca raggiunge il limite di Chandrasekhar. Le distanze delle supernovae sono misurate sulla base delle loro velocità, e questo metodo è usato anche per determinare la storia dell'espansione dell'universo. Tali osservazioni indicano che l'universo non sta rallentando, cosa che sarebbe aspettata in un universo dominato da materia, ma sta misteriosamente accelerando. Le osservazioni vengono dunque spiegate postulando un tipo di energia con pressione negativa (vedi equazione di stato (cosmologia) per una spiegazione matematica): l'energia oscura.
L'esistenza di un'energia oscura, in qualsiasi forma, risolve anche il problema della "massa mancante". La teoria della nucleosintesi primordiale regola la formazione degli elementi leggeri nell'universo primordiale, come l'elio, il deuterio ed il litio. La teoria dela struttura a grande scala dell'Universo regola la formazione della struttura dell'universo, stelle, quasar, galassie e gruppi e ammassi di galassie. Entrambe queste teorie suggeriscono che la densità dei barioni e della materia oscura fredda nell'universo sia circa il 30% della densità critica per la chiusura dell'universo. Questa è la densità necessaria per rendere la forma dell'universo piatta. Le misurazioni della radiazione cosmica di fondo, recentemente effettuate dal satellite WMAP, indicano che l'universo è molto vicino ad una forma piatta. Quindi, sappiamo che alcune forme di energia devono costituire il restante 70%.

Here is a typical patch of sky, as seen by Hubble’s Advanced Camera for Surveys. The jumble of galaxies in this image, taken in September 2003, includes a yellow spiral whose arms have been stretched by a possible collision [lower right]; a young, blue galaxy [top] bursting with star birth; and several smaller, red galaxies. Credit: NASA, ESA, J. Blakeslee and H. Ford (Johns Hopkins University). This is an artist's impression of how the very early Universe (less than 1 thousand million years old) might have looked when it went through a voracious onset of star formation, converting primordial hydrogen into myriad stars at an unprecedented rate. The sky then would have looked very different from the sea of quiescent galaxies around us today. The sky is ablaze with primeval starburst galaxies. Giant elliptical and spiral galaxies have yet to form. Within the starburst galaxies, bright knots of hot blue stars come and go like bursting fireworks shells. Regions of new starbirth glow intensely red under a torrent of ultraviolet radiation. The most massive stars self-detonate as supernovas, exploding across the sky like firecrackers. A foreground starburst galaxy in the bottom right corner is sculpted with hot bubbles from supernova explosions and torrential stellar winds. There is very little dust in these galaxies since heavier elements have not yet been made through nucleosynthesis in stars. Astronomers think that the first stars in the Universe appeared in an abrupt eruption of star formation, rather than at a gradual pace. Credits: A. Schaller (STScI)

L'esatta natura dell'energia oscura è oggetto di ricerca. È conosciuta per essere omogenea, non molto densa e non interagisce fortemente attraverso alcuna delle forze fondamentali tranne la gravità. Dal momento che non è molto densa, circa 10-29 grammi per centimetro cubo, è difficile immaginare esperimenti per trovarla in laboratorio. L'energia oscura può solo avere un impatto sull'universo, tale da costituire il 70% di tutte le energie, poiché riempie uniformemente tutti gli spazi vuoti. I due modelli più importanti sono la costante cosmologica e la quintessenza.
La spiegazione più semplice dell'energia oscura è il "prezzo di avere spazio", ovvero un volume di spazio ha dell'energia intrinseca e fondamentale. Questa è la costante cosmologica, talvolta chiamata Lambda (da cui il modello Lambda-CDM) dal simbolo matematico usato per rappresentarla: la lettera greca ?. Dal momento che energia e massa sono unite dalla formula E=mc², la teoria della relatività generale di Einstein prevede che ci saranno effetti gravitazionali. Talvolta è chiamata energia vuota in quanto è la densità dell'energia di un vuoto (fisica). Infatti, la maggior parte delle teorie della fisica delle particelle predice fluttuazioni del vuoto che gli darebbero esattamente questo tipo di energia. La costante cosmologica è stimata essere dell'ordine di circa 10-29 g/cm3 o di 10-123 in unità di Planck.
La costante cosmologica ha una pressione negativa equivalente alla densità della sua energia e per questo motivo fa sì che l'espansione dell'universo acceleri. La ragione per cui la costante ha tale valore di pressione può essere trovata nella termodinamica classica. Il lavoro prodotto da un cambiamento di volume dV è uguale a -p dV, dove p è la pressione. Ma la quantità di energia in un contenitore di energia vuota in realtà aumenta quanto il volume aumenta (e quindi dV è positivo), in quanto l'energia è uguale a ?V, dove ? è la densità dell'energia della costante cosmologica. Quindi p è negativo ed infatti p = -?.
Uno dei più grandi problemi non risolti della fisica è che la maggior parte delle teorie quantistiche dei campi prevedono un valore enorme per la costante dall'energia del vuoto quantico, fino a 123 ordini di magnitudine in più. Questo vorrebbe dire che dovrebbe venire annullata da una forza uguale e di segno opposto. Alcune teorie supersimmetriche richiedono che la costante cosmologica sia esattamente zero. Questo è il problema della costante cosmologica, il peggior problema di precisione nella fisica: non c'è modo naturale (conosciuto) per ricavare, anche approssimativamente, la costante cosmologica infinitesimale osservata in cosmologia dalla fisica delle particelle. Alcuni fisici, tra i quali Steven Weinberg, pensano che il delicato equilibrio dell'energia del vuoto quantico sia spiegata al meglio dal principio antropico.
Nonostante questi problemi, la costante cosmologica è in molti aspetti la soluzione più economica al problema dell'accelerazione cosmica. Il modello standard di questi giorni include la costante cosmologica come una caratteristica essenziale.
Alternativamente, l'energia oscura potrebbe derivare dall'eccitazione di particelle in alcuni tipi di campi dinamici, e chiamata quintessenza. Questa differisce dalla costante cosmologica in quanto può variare nello spazio e nel tempo. Affinché questa non formi strutture come materia, deve essere molto leggera in modo tale da avere una lunghezza d'onda di Compton molto grande.
Non ci sono prove dell'esistenza della quintessenza adesso, ma non può essere eliminata a priori. Generalmente prevede un'accelerazione minore dell'espansione dell'universo rispetto alla costante cosmologica. Alcuni scienziati ritengono che la miglior prova della quintessenza derivi dalla violazione del principio di equivalenza di Einstein e dalle variazioni delle costanti fondamentali nello spazio e nel tempo. I campi scalari sono previsti dal modello standard e dalla teoria delle stringhe, ma un problema simile a quello della costante cosmologica (o il problema della costruzione di modelli di inflazione cosmica) appare: la teoria della rinormalizzazione vuole che i campi scalari acquistino una grande massa.
Il problema della coincidenza cosmica si chiede come mai l'accelerazione cosmica cominci quando la si stima sia cominciata. Se fosse cominciata prima, nell'universo strutture come le galassie non avrebbero avuto il tempo per formarsi, vivere e, almeno per quanto sappiamo, di esistere. Chi sostiene il principio antropico vede questo come una forte prova della loro tesi. Ad ogni modo, molti modelli di quintessenza hanno un comportamento tale da risolvere il problema. In questi modelli, il campo della quintessenza ha una densità che traccia la densità della radiazione fino a che materia e radiazioni si equivalgono. Ciò fa sì che la quintessenza cominci a comportarsi come energia oscura, ed infine a dominare l'universo. Questo imposta la bassa scala d'energia dell'energia oscura.
Alcuni casi particolari di quintessenza sono l'energia fantasma, dove la densità dell'energia della quintessenza cresce con il tempo, e l'essenza-k (quintessenza cinetica), che possiede una forma non standard di energia cinetica. Queste possono avere proprietà inusuali: l'energia fantasma ad esempio può causare il Big Rip.
Alcuni teorici pensano che l'energia oscura e l'accelerazione cosmica siano prova d'un fallimento della relatività generale su larga scala, peggio dei superammassi di galassie. Pensare che la nostra teoria della gravità, che funziona così bene nel sistema solare, debba funzionare senza correzioni nella scala dell'universo, è un'estrapolazione tremenda. Comunque, la maggior parte dei tentativi di modificare la relatività generale si sono dimostrati o equivalente alle teorie della quintessenza o in contrasto con le osservazioni.
Altre idee sull'energia oscura derivano dalla teoria delle stringhe, dalla cosmologia brane ([1]) e dal principio olografico, ma non sono state ancora provate efficaci come quelle della quintessenza e della costante cosmologica.
I cosmologi stimano che l'accelerazione sia cominciata circa 5 miliardi di anni fa. Prima di ciò, si pensa che l'espansione fosse in decelerazione a causa dell'influenza attrattiva della materia oscura e dei barioni. La densità dalla materia oscura in un universo in espansione scompare più velocemente rispetto all'energia oscura, ed infine questa domina. Nello specifico, quando il volume dell'universo raddoppia, la densità della materia oscura è dimezzata, ma quella dell'energia oscura rimane quasi invariata (esattamente invariata nel caso della costante cosmologica).
Se l'accelerazione continua indefinitamente, il risultato ultimo sarà che le galassie al di fuori del superammasso locale si sposteranno oltre l'orizzonte degli eventi: non saranno più visibili, perché la loro velocità relativa diverrà più grande della velocità della luce. Questa non è una violazione della relatività ristretta, e l'effetto non può esser usato per mandare segnali tra le galassie. In realtà non c'è modo di definire la "velocità relativa" in uno spaziotempo curvato. La velocità relativa e la velocità possono essere definite solo in uno spaziotempo piatto o in sezioni sufficientemente ristrette (infinitesimali) dello spaziotempo curvato. Piuttosto, previene ogni comunicazione tra le galassie e gli oggetti perdono il contatto. La Terra, la Via Lattea ed il Superammasso Locale comunque, rimarrebbero virtualmente indisturbati mentre il resto dell'universo si allontanerebbe. In questo scenario, il superammasso locale soffrirebbe la morte termica proprio come si pensava per l'universo piatto e materiale, prima delle misurazioni dell'accelerazione cosmica.
Ci sono diverse idee sul futuro dell'universo. Una di queste suggerisce che l'energia fantasma causerà un'espansione divergente, implicando che la forza effettiva dell'energia oscura continui a crescere fino a dominare tutte le altre forze dell'universo. Sotto questo scenario l'energia oscura distruggerebbe tutte le strutture legate dalla gravità, includendo galassie e sistemi solari, ed infine supererebbe le forze elettriche e nucleari distruggendo gli atomi stessi, finendo l'universo con un Big Rip (grande strappo). D'altro canto, l'energia oscura potrebbe scomparire con il tempo, o addirittura diventare attraente. Tali incertezze lasciano aperta la possibilità che la gravità possa predominare portando l'universo ad una contrazione detta "Big Crunch". Alcuni modelli, come quello ciclico dicono che sia questa la fine. Nonostante queste idee non siano supportate da osservazioni, non vengono nemmeno scartate. Le misurazioni dell'accelerazione sono importanti nella determinazione del destino ultimo dell'universo nella teoria del Big Bang.