Energia escura é, na cosmologia física e astronomia, uma forma hipotética de energia que afeta o universo em suas maiores escalas. O seu principal efeito consiste em impulsionar a expansão acelerada do universo. Ela também atua reduzindo a taxa de formação de estruturas. Assumindo que o modelo Lambda-CDM da cosmologia esteja correto, a energia escura domina o universo, correspondendo a 68% da massa-energia total no universo observável atual, ao passo que a matéria escura e a matéria comum (bariônica) perfazem 27% e 5%, respectivamente, sendo outros componentes, como neutrinos e fótons, quase desprezíveis.Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2. p. 46. Consultado em 7 de outubro de 2013, "...dark energy: A smooth, persistent component of invisible energy, thought to make up about 70 percent of the energy density of the universe. Dark energy is smooth because it doesn't accumulate preferentially in galaxies and clusters..." A densidade da energia escura é extraordinariamente baixa: ( em massa-energia), muito menor do que a densidade da matéria comum ou da matéria escura no interior das galáxias. Não obstante, ela prevalece no balanço de massa-energia cósmico por apresentar distribuição uniforme por todo o espaço.
As primeiras evidências observacionais da existência da energia escura derivaram de medições de supernovas. As supernovas do tipo Ia exibem luminosidade intrínseca constante, o que permite seu emprego como instrumentos de aferição precisa de distâncias cósmicas. O confronto dessas distâncias com o desvio para o vermelho correspondente (o qual mede a velocidade de recessão da supernova) demonstrou que a expansão do universo é acelerada. Antes de tal constatação, a comunidade científica supunha que a atração gravitacional recíproca exercida pela matéria e pela radiação provocaria a desaceleração paulatina da expansão cósmica ao longo do tempo. Desde a descoberta da aceleração cósmica, diversas linhas de evidência independentes foram identificadas, corroborando a existência da energia escura.
A natureza elementar da energia escura permanece desconhecida, tendo suscitado variadas hipóteses explicativas. Os modelos mais proeminentes postulam uma constante cosmológica (representativa de uma densidade de energia invariável que permeia o vácuo de forma homogênea) ou campos escalares (estruturas dinâmicas com densidades energéticas que oscilam no espaço e no tempo), tais como a quinta-essência ou os módulos. Enquanto uma constante cosmológica preservaria rigidez invariável em todas as épocas e regiões espaciais, os campos escalares exibem variabilidade dinâmica. Outras abordagens aventadas englobam modelos de energia escura interativa (ver a seção ), manifestações puramente observacionais, o acoplamento cosmológico de buracos negros e a cosmologia de ondas de choque (ver a seção ).
História da descoberta e especulações anteriores
A constante cosmológica de Einstein A constante cosmológica constitui o candidato formal mais simples para a energia escura. Consiste em um termo de valor constante passível de inserção direta nas equações de campo de Einstein da relatividade geral. Ao ser interpretada como um termo de fonte na equação de campo, pode ser concebida como equivalente à massa intrínseca do espaço vazio (a qual, em princípio, poderia assumir valor positivo ou negativo) ou à energia do vácuo.
A constante cosmológica foi formulada originariamente por Albert Einstein como um mecanismo matemático para obter uma solução estática das equações de campo gravitacionais, utilizando na prática a energia escura para contrabalançar a atração da gravidade. Einstein atribuiu à constante cosmológica o símbolo grego Λ (lambda maiúsculo). Sustentou na ocasião que a introdução do termo pressupunha que o espaço vazio assume o papel de massas gravitacionais negativas dispersas por todo o domínio interestelar.O'Raifeartaigh, C.; O'Keeffe, M.; Nahm, W.; Mitton, S. (2017). 'Einstein's 1917 Static Model of the Universe: A Centennial Review'. Eur. Phys. J. (H) 42: 431–474.
Tal artifício configurava um exemplo notável de ajuste fino, constatando-se ulteriormente que o universo estático concebido por Einstein seria intrinsecamente instável: flutuações e descontinuidades locais levariam inevitavelmente a uma expansão descontrolada ou ao colapso gravitacional generalizado do cosmos. Trata-se de um equilíbrio dinâmico inerentemente instável: se o volume espacial expandir minimamente, a dilatação libera mais energia do vácuo, a qual, por sua vez, induz expansão adicional acelerada. Do mesmo modo, uma contração marginal deflagraria um processo cumulativo e irreversível de colapso. Segundo os postulados relativísticos, o espaço vazio é dotado de energia própria intrínseca. Visto que essa energia traduz uma propriedade do próprio tecido espaço-temporal, ela não sofre diluição à medida que o volume espacial se expande. Conforme novo espaço surge no decorrer da expansão, uma quantidade proporcional de energia espacial passa a atuar, mantendo a aceleração. Perturbações dessa ordem mostram-se inevitáveis perante a distribuição irregular de matéria no universo. Ademais, as medições astronômicas coligidas por Edwin Hubble em 1929 demonstraram empiricamente que o universo se encontra em expansão dinâmica contínua, contrariando o paradigma de uma abóbada celeste estática. Consta que Einstein teria qualificado a sua relutância em prever a expansão cósmica como o maior erro de sua vida.Gamow, George (1970) My World Line: An Informal Autobiography. p. 44: "Much later, when I was discussing cosmological problems with Einstein, he remarked that the introduction of the cosmological term was the biggest blunder he ever made in his life." – Aqui, o «termo cosmológico» alude à constante cosmológica nas equações da relatividade geral, cujo valor Einstein fixou inicialmente para assegurar a rigidez estática do modelo cosmológico perante a expansão ou contração; não fora isso, poderia ter inferido teoricamente a expansão observada posteriormente por Edwin Hubble.
Energia escura inflacionária Em 1980, Alan Guth e Alexei Starobinsky postularam que um campo dotado de pressão negativa, análogo sob certos aspectos à energia escura, poderia ter impulsionado o fenômeno da inflação cósmica nos instantes inaugurais do universo primitivo. A teoria inflacionária preconiza que uma ação repulsiva primordial desencadeou uma dilatação exponencial prodigiosa do cosmos em suas frações inaugurais de segundo. Essa expansão vertiginosa constitui premissa nuclear na maioria dos modelos cosmológicos fundamentados no Big Bang. Não obstante, a inflação demandou patamares de densidade energética incomensuravelmente superiores aos observados na energia escura atual, cessando por completo quando o cosmos contava apenas frações ínfimas de segundo. Permanece indeterminado se há qualquer correlação física real unificando a energia escura tardia e o campo inflacionário primordial. Mesmo após o consenso acadêmico em torno da inflação, a constante cosmológica continuou a ser considerada irrelevante para a dinâmica do cosmos moderno.
Energia escura na época tardia A quase totalidade dos modelos inflacionários prevê que a densidade global (matéria somada à energia) do cosmos deve convergir com exatidão para a densidade crítica. Ao longo dos anos 1980, o esforço analítico orientou-se predominantemente para modelos cuja densidade crítica advinha estritamente da matéria, fixando-se a composição típica em 95% de matéria escura fria (CDM) e 5% de matéria bariônica ordinária. Esses arquétipos lograram simular com êxito a nucleação de galáxias e superaglomerados realistas, mas depararam-se com inconsistências no final da década: exigiam, em especial, um valor para a constante de Hubble consideravelmente mais baixo do que o atestado pelas medições observacionais, além de subestimarem o grau de aglomeração galáctica em larga escala. Tais divergências agravaram-se substancialmente com o mapeamento das anisotropias da radiação cósmica de fundo executado pela sonda espacial COBE em 1992, o que ensejou o desenvolvimento de variações do modelo CDM em meados da década de 1990 — englobando o modelo Lambda-CDM e formulações mistas com matéria escura fria e quente. As primeiras constatações empíricas diretas da energia escura surgiram em 1998 a partir das observações do ritmo acelerado da expansão com supernovas levadas a efeito pelas equipes chefiadas por Riess et al. e Perlmutter et al., estabelecendo o modelo Lambda-CDM como a teoria hegemônica. Pouco depois, dados independentes corroboraram o modelo: em 2000, os experimentos BOOMERanG e Maxima detectaram o primeiro pico acústico na radiação cósmica de fundo, comprovando que a densidade combinada de matéria e energia atinge aproximadamente 100% da densidade crítica. Em 2001, o mapeamento galáctico do 2dF Galaxy Redshift Survey demonstrou conclusivamente que a matéria representa apenas cerca de 30% do valor crítico. A acentuada discrepância entre os dois valores respaldou a hipótese de um componente fluido e homogêneo de energia escura suprindo a defasagem restante. Investigações subsequentes de elevada precisão efetuadas pelo satélite WMAP entre 2003 e 2010 consolidaram o modelo padrão e refinaram a calibração de seus parâmetros cardeais.
A expressão energia escura (em inglês: dark energy) foi cunhada pelo cosmólogo teórico Michael S. Turner em 1998, em publicação elaborada conjuntamente com Saul Perlmutter e Martin White.
Natureza A natureza intrínseca da energia escura ostenta caráter marcadamente hipotético quando comparada à matéria escura, permanecendo muitos de seus fundamentos no plano das construções especulativas. Estima-se que a energia escura se caracterize por estrita homogeneidade e densidade infinitesimal, não exibindo interações conhecidas por meio das forças fundamentais, à exceção da gravidade. Por ser extremamente rarefeita e desprovida de massa concentrada — na ordem de aproximadamente 10−27 kg/m3 —, afigura-se improvável sua detecção direta por via experimental em laboratórios terrestres. O motivo pelo qual a energia escura exerce influência gravitacional tão decisiva no cosmos, respondendo por 68% da densidade crítica não obstante sua diluição, reside no fato de que permeia de maneira uniforme todos os interstícios do espaço.
A energia do vácuo — consubstanciada na criação e aniquilação contínua de pares partícula-antipartícula no âmbito do princípio da incerteza de Heisenberg na formulação energia-tempo — tem sido amiúde invocada como o principal mecanismo subjacente à energia escura. A equivalência massa-energia postulada pela relatividade geral determina que a energia do vácuo exerça atração gravitacional correspondente. Consequentemente, presume-se que a energia do vácuo componha a constante cosmológica, influenciando diretamente a expansão acelerada do universo. Todavia, o problema da constante cosmológica expõe um abismo conceitual de aproximadamente 120 ordens de magnitude entre os valores observados para a densidade de energia escura e a magnitude teórica deduzida da energia de ponto zero calculada pela teoria quântica de campos, constituindo um dos grandes impasses não solucionados da física teórica contemporânea.