En cosmologia, lenergia fosca és una forma hipotètica d'energia que travessa tot l'espai i que produeix una pressió negativa que origina una força gravitacional repulsiva. L'existència de l'energia fosca és una hipòtesi postulada per explicar l'observada expansió accelerada de l'univers, així com per explicar la major part de la seva massa. El terme energia fosca fou encunyat pel cosmòleg Michael Turner el 1998.Alonso L. Naturaleza del universo. Investigación y ciencia. Octubre 2013 Nº 445: 93-95
Dues possibles formes de l'energia fosca són la constant cosmològica, una densitat d'energia constant que omple l'espai de manera homogènia, i l'anomenada quinta essència, un camp dinàmic la densitat d'energia del qual pot variar en el temps i l'espai. Per a distingir l'una de l'altra, es necessiten mesuraments molt precisos de l'expansió de l'univers, per veure si la velocitat d'expansió canvia amb el temps. Aquestes mesures s'investiguen actualment.
No s'ha de confondre l'energia fosca amb la matèria fosca, ja que encara que ambdues semblen formar la major part de la massa de l'univers, la matèria fosca és una forma de matèria, mentre que l'energia fosca és un camp que omple tot l'espai.
Dues formes proposades d'energia fosca són la constant cosmològica, que representa una densitat d'energia constant omplint l'espai de manera homogènia, i camps escalars com quintessència o mòduls, quantitats dinàmiques la densitat d'energia de les quals pot variar en el temps i l'espai. Les contribucions de camps escalars que són constants a l'espai s'acostumen a incloure també en la constant cosmològica. La constant cosmològica es pot formular que equival a la radiació de punt zero de l'espai, és a dir, l'energia al buit. Els camps escalars que canvien d'espai poden ser difícils de distingir d'una constant cosmològica perquè el canvi pot ser extremadament lent.
Indicis de la seva existència El 1998 es va descobrir, mitjançant observacions de supernoves del tipus Ia molt llunyanes, que l'expansió de l'univers s'accelera. Des de llavors, aquesta acceleració s'ha confirmat per mitjà de l'estudi del fons còsmic de microones, de lents gravitatòries i de la nucleosíntesi primigènia d'elements lleugers.
Les supernoves del tipus Ia proporcionen l'evidència directa més important de l'existència de l'energia fosca. A causa de l'expansió de l'univers, totes les galàxies llunyanes s'allunyen aparentment de nosaltres, mostrant un desplaçament cap al roig en l'espectre lluminós a causa de l'efecte Doppler. Aquest desplaçament ens indica l'edat d'un objecte llunyà de manera proporcional, però no absoluta. Per exemple, estudiant l'espectre d'un quàsar podem saber si es va formar quan l'univers tenia un 20% o un 30% de l'edat actual, però no podem saber l'edat absoluta de l'univers. Per a això, cal mesurar amb precisió l'expansió cosmològica. El valor que representa aquesta expansió en l'actualitat s'anomena constant de Hubble. Per a calcular aquesta constant fem servir indicadors o «fars» estàndard, determinats objectes astronòmics amb una relació entre distància i magnitud absoluta coneguda i ben determinada. Les supernoves del tipus Ia són un d'aquests fars estàndard, a causa de la seva gran magnitud absoluta, cosa que possibilita que es puguin observar fins i tot en les galàxies més llunyanes. El 1998, diverses observacions d'aquestes supernoves en galàxies molt llunyanes (i per tant, joves) van demostrar que la constant de Hubble no és tal, sinó que el seu valor varia amb el temps. Fins a aquest moment, es creia que l'expansió de l'univers es frenava a causa de la força gravitatòria; tanmateix, es va descobrir que s'accelerava, per la qual cosa hom va deduir que havia d'existir alguna mena de força que provoqués aquesta acceleració.
Posteriors observacions del fons còsmic de microones i de la proporció d'elements formats en el big-bang han posat un límit a la quantitat de matèria bariònica i matèria fosca que pot existir en l'univers. Aquests estudis indiquen que la densitat energètica de l'univers correspon a un 71% atribuïble a l'energia fosca, un 24% a matèria fosca (freda i calenta) i un 4% a matèria bariònica (la matèria comuna de la nostra experiència).
Història La constant cosmològica va ser proposada per primera vegada per Albert Einstein com un mitjà per a obtenir una solució estable de l'equació del camp d'Einstein que portaria a un univers estàtic, utilitzant-la per a compensar la gravetat. El mecanisme no sols va ser un exemple poc elegant de "ajust fi", perquè aviat es va demostrar que l'univers estàtic d'Einstein seria inestable perquè les heterogeneïtats locals finalment conduirien a l'expansió sense control o a la contracció de l'univers. L'equilibri és inestable: si l'univers s'expandeix lleugerament, llavors l'expansió allibera l'energia del buit, que causa encara més expansió. De la mateixa manera, un univers que es contreu lleugerament es continuarà contraient.
Aquests tipus de pertorbacions són inevitables, a causa de la distribució irregular de matèria en l'univers. Les observacions fetes per Edwin Hubble van demostrar que l'univers està expandint-se i que no és estàtic en absolut. Einstein es va referir a la seva fallada per a predir un univers dinàmic, en contrast a un univers estàtic, com "el seu gran error". Després d'aquesta declaració, la constant cosmològica va ser ignorada durant molt de temps com una curiositat històrica.
Alan Guth va proposar en els anys 1970 que un camp de pressió negativa, similar en concepte a l'energia fosca, podria conduir a la inflació còsmica en l'univers perpegenic. La inflació postula que algunes forces repulsives, qualitativament similars a l'energia fosca, donen com a resultat una enorme i exponencial expansió de l'univers poc després del big-bang. Tal expansió és una característica essencial de molts models actuals del big-bang. No obstant això, la inflació ha d'haver ocorregut a una energia molt més alta que l'energia fosca que observem avui i es pensa que va acabar completament quan l'univers només tenia una fracció de segon. No és clar quina relació (si hi ha alguna), existeix entre l'energia fosca i la inflació. Fins i tot després que els models inflacionaris hagin estat acceptats, la constant cosmològica es pensa que és irrellevant en l'univers actual.
El terme "energia fosca" va ser encunyat per Michael Turner en 1998. En aquest temps, el problema de la massa perduda de la nucleosíntesi primordial i l'estructura de l'univers a gran escala va ser establerta i alguns cosmòlegs havien començat a teoritzar que hi havia un component addicional en el nostre univers. La primera prova directa de l'energia fosca va provenir de les observacions de l'acceleració de la velocitat d'expansió de l'univers mitjançant l'estudi de supernoves tipus Ia per Adam Riess et al i confirmada després a Saul Perlmutter et al. Això va donar com a resultat el model Lambda-CDM, que fins a 2006 era consistent amb una sèrie d'observacions cosmològiques rigorosament creixents, les últimes de 2005 de la Supernova Legacy Survey. Els primers resultats de la SNLS van revelar que el comportament mitjà de l'energia fosca es comporta com la constant cosmològica d'Einstein amb una precisió del 10%. Els resultats del Hubble Space Telescope Higher-Z Team indiquen que l'energia fosca ha estat present durant almenys 9000 milions d'anys i durant el període precedent a l'acceleració còsmica.
Descobriment de l'energia fosca El 1998 les observacions de supernoves de tipus 1a molt llunyanes, realitzades per part del Supernova Cosmology Project en el Laboratori Nacional Lawrence de Berkeley i el High-z Supernova Search Team, van suggerir que l'expansió de l'Univers s'estava accelerant. Des de llavors, aquesta acceleració s'ha confirmat per diverses fonts independents: mesures de la radiació de fons de microones, les lents gravitacionals, nucleosíntesi primigènia d'elements lleugers i l'estructura a gran escala de l'Univers, així com una millora en les mesures de les supernoves han estat consistents amb el model Lambda-CDM.
Les supernoves de tipus 1a proporcionen la principal prova directa de l'existència de l'energia fosca. Segons a la llei de Hubble, totes les galàxies llunyanes s'allunyen aparentment de la Via Làctia, mostrant un desplaçament al vermell en l'espectre lluminós a causa de l'efecte Doppler. El mesurament del factor d'escala en el moment que la llum va ser emesa des d'un objecte és obtinguda fàcilment mesurant el corriment al vermell de l'objecte en recessió. Aquest desplaçament indica l'edat d'un objecte llunyà de forma proporcional, però no absoluta. Per exemple, estudiant l'espectre d'un quàsar es pot saber si es va formar quan l'univers tenia un 20% o un 30% de l'edat actual, però no es pot saber l'edat absoluta de l'Univers. Per a això cal mesurar amb precisió l'expansió cosmològica. El valor que representa aquesta expansió en l'actualitat s'anomena constant de Hubble. Per calcular aquesta constant s'utilitzen en cosmologia les candeles estàndard, que són determinats objectes astronòmics amb la mateixa magnitud absoluta, que és coneguda, de tal manera que és possible relacionar la brillantor observada o magnitud aparent, amb la distància. Sense les candeles estàndard, és impossible mesurar la relació corriment al vermell-distància de la llei de Hubble. Les supernoves tipus 1a són una d'aquestes candeles estàndard, per la seva gran magnitud absoluta, el que possibilita que es puguin observar fins i tot en les galàxies més llunyanes. El 1998 diverses observacions d'aquestes supernoves en galàxies molt llunyanes (i, per tant, joves) van demostrar que la constant de Hubble no és tal, sinó que el seu valor varia amb el temps. Fins a aquest moment es pensava que l'expansió de l'univers s'estava frenant a causa de la força gravitatòria; però, es va descobrir que s'havia estat accelerant durant almenys els últims 6 mil milions d'anys, 11 per la qual cosa havia d'existir algun tipus de força que accelerés l'univers. miniatura La consistència en magnitud absoluta per supernoves tipus 1a es veu afavorida pel model d'una estrella nana blanca vella que guanya massa d'una estrella companya i creix fins a arribar al límit de Chandrasekhar definit de manera precisa. Amb aquesta massa, la nana blanca és inestable davant fugides termonuclears i explota com una supernova tipus 1a amb una lluentor característica. La brillantor observada de la supernova es pinta enfront del seu corriment al vermell i això s'utilitza per mesurar la història de l'expansió de l'Univers. Aquestes observacions indiquen que l'expansió de l'Univers no s'està desaccelerant, com seria d'esperar per a un univers dominat per matèria, sinó més aviat accelerant. Aquestes observacions s'expliquen suposant que hi ha un nou tipus d'energia amb pressió negativa.