Energia ilun

Artikulu hau "Kalitatezko 2.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da
Wikipedia, Entziklopedia askea
(«Energia iluna» orritik birbideratua)

NASAren grafiko honetan laburbildutako kalkuluen arabera, unibertsoaren energia edukieraren 70 % inguru energia iluna litzateke, bere egotea unibertsoaren hedapenean nabaritu daiteke, baina bere izatearen azken arrazoia ia guztiz ezezaguna zaigu.

Kosmologia fisikoan eta astronomian, energia iluna eskala handietan unibertsoari eragiten dion energia-modu ezezaguna da. Supernoben neurketek erakutsi zuten unibertsoa ez dela erritmo konstantean hedatzen, baizik eta unibertsoaren hedapena azeleratzen ari dela[1][2]. Unibertsoaren bilakaera ulertzeko, beharrezkoa da unibertsoaren hasierako baldintzak eta osaera ezagutzea. Behaketa horien aurretik, zientzialariek uste zuten unibertsoko materia eta energia forma guztiek hedapena moteldu baino ez zutela egingo denborarekin. Hondoko mikrouhin erradiazioaren (CMB) neurketek iradokitzen dute unibertsoa Big Bang bero batean hasi zela, eta hortik abiatuta erlatibitate orokorrak bere bilakaera eta ondorengo mugimendua eskala handian azaltzen dituela. Energia forma berri bat sartu gabe, ez zegoen modurik azaltzeko nola zientzialariek azeleratzen ari den unibertso bat neurtzen duten. 1990eko hamarkadatik, energia iluna izan da hedapen bizkorra azaltzeko premisa onartuena. 2021etik aurrera, ikerketa kosmologikoko arlo aktiboak daude energia ilunaren funtsezko izaera ulertzeko[3]. Kosmologiaren Lambda-CDM eredua zuzena dela suposatuz[4], egungo neurketa onenek energia ilunak egungo unibertso behagarriaren guztizko energiari % 68ko ekarpena egiten diola adierazten dute. Materia ilunaren eta materia arruntaren masa-energiak (barionikoa) % 26 eta % 5 ematen du, hurrenez hurren, eta beste osagai batzuek, hala nola neutrinoek eta fotoiek[5][5][6][7], kopuru oso txikia ematen dute. Energia ilunaren dentsitatea oso txikia da (~ 7 × 10-30 g/cm3), materia arruntaren edo galaxien materia ilunaren dentsitatea baino askoz txikiagoa. Hala ere, unibertsoko masa-energia edukia menperatzen du, espazio osoan uniformea delako[8][9][10].

Energia ilunaren bi forma proposatu dira: konstante kosmologikoa[11][12] (espazioa modu homogeneoan betetzen duen energia-dentsitate konstantea adierazten duena) eta eremu eskalarrak (kintaesentzia edo moduluak, esaterako) (denboran eta espazioan aldatzen diren energia-dentsitateak dituzten kantitate dinamikoak). Espazioan konstanteak diren eremu eskalarren ekarpenak konstante kosmologikoan ere sartzen dira. Konstante kosmologikoa espazioaren zero puntuko erradiazioaren baliokidea izan daiteke, hau da, hutsaren energia[13]. Hala ere, espazioan aldatzen diren eremu eskalarrak zailak izan daitezke konstante kosmologikotik bereizten, aldaketa luzea izan daitekeelako.

Konkordantziaren kosmologiaren jolas-ereduaren izaera dela eta, aditu batzuek uste dute[14] unibertso errealeko eskala guztietako egituren tratamendu erlatibista orokor zehatzagoak energia iluna inbokatzeko beharra ezaba dezakeela[15]. Kosmologia ez-homogeneoek, metrikako egituren eraketaren erreakzioaren berri ematen saiatzen direnek, ez dute onartzen energia ilunak unibertsoaren dentsitate energetikoari egiten dion ekarpenik.

Historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Einsteinen konstante kosmologikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Albert Einsteinek proposatu zuen lehen aldiz konstante kosmologikoa, Einsteinen eremuaren ekuazioaren emaitza egonkorra izan zedin. Hau, hasiera batean, unibertsoa estatikoa zela baieztatzeko erabili zuen fisikari alemaniarrak, grabitatea berdintzeko balio baitzuen. Einsteinek bere ekuazioari egin zizkion ukituak ez ziren oso dotoreak izan, trikimailu baten antz handiagoa zutelako[16]. Handik gutxira Einsteinen unibertso estatikoa ezinezkoa zela frogatuko zen, izan ere, heterogeneotasun lokalek unibertsoa ezegonkor bilakatzea eragingo lukete, hala, hedapen bortitz batera edo uzkurtze azkar batera bideratuz. Ekuazioan sortzen den oreka ez da egonkorra: unibertsoa poliki-poliki hedatzen bada, hedapenak hutsaren edo ezerezaren energia askatuko du eta honek, are hedapen azkarragoa eragingo du. Arrazoi berdinarengatik, uzkurtzen ari den unibertso batek gero eta azkarrago uzkurtzeko joera izango du.

Beraz, perturbazio hauek ezin dira ekidin, unibertsoan materia ez dagoelako modu uniformean banatuta. Edwin Hubble astronomoak gauzatu zituen behaketek argi utzi zuten unibertsoa ez dela estatikoa, etengabe hedatzen ari den eremu bat baizik. 1931n Einsteinek unibertso estatikoaren ideia okertzat jo zuen, besteak beste, bere erlatibitatearen teoria ez zetorrelako bat konstantearekin, eta beraz, konstante kosmologikoa irudikatzea bere bizitzako akats larriena izan zela esan zuen[17]. Hau esan ondoren, konstante kosmologikoa alde batera utzi zen denbora luzez.

Energia ilun inflazionista[aldatu | aldatu iturburu kodea]

1970eko hamarkadan, Alan Guth zientzialariak presio negatiboaren kontzeptua sartu zuen eztabaidara. Energia ilunaren antzeko kontzeptua dugu hau, teoria honen arabera, unibertso jaioberrian hedapen kosmikoaren eragilea presio mota hau izango litzateke. Inflazioaren teoriaren arabera, energia ilunaren antzeko elkarren aurkako indar batzuen erruz, Big Bang-a gertatu eta handik gutxira, unibertsoaren hedapen ikaragarri eta esponentzial bat gertatu zen. Bat-bateko hedapen hau Big Bang-a babesten duten egungo eredu ugarietan ageri da. Hala ere, teoria honek baditu zenbait akats edo gutxienez, azaldu ezin ditzakeen zenbait puntu: aipatutako inflazioa gertatzeko behar izan zen energia, egun energia ilunari aitortzen dioguna baino askoz handiagoa izan zela diote kalkuluek eta gainera, Big Bang-a gertatu eta segundoaren zatiki bat igaro ondoren, amaitu behar izan zuela. Horretaz gain, gaur arte ez dakigu ezer inflazioak eta energia ilunak elkarrekiko izan dezaketen harremanari buruz. Inflazioa babesten duten ereduak onetsiak izan diren arren, gaur egun, konstante kosmologikoak unibertsoan baliorik ez duela uste dute zientzialari askok.

Energia Ilunak adierazten duen terminoa Michael Turner zientzialariak landu zuen 1998an.[18] Garai hartan, jada, jatorrizko nukleosintesian galdutako masaren eta eskala handian unibertsoak behar zuen egituraren arazoak mahai gainean zeuden eta zenbait kosmologo gure unibertsoak, ikusten ez genuen osagai gehigarri bat zuela pentsatzen hasi ziren. Energia ilunaren aldeko lehen froga garbia, Adam Riess astronomoak, supernoba jakin batzuen inguruan egin zituen behaketei esker, unibertsoaren hedapen azeleratuari buruz lortu zituen datuak izan ziren.[19] Saul Perlmutter zientzialariak, geroago, datu hauek berrikusi eta ontzat hartu zituen.[20]

Espantsioan aldaketa denboran zehar[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Big Bang»
Energia ilunak unibertsoaren zabalpena gero eta gehiago nola azaleratzen duen azaltzen duen eskema.

Aipatutakoak Lambda-CDM eredua sortzea eragin zuen, hau, 2006ra arte gutxienez, egin ziren behaketa kosmologiko arras zehatzen kopuru handi batekin bat zetorren. Eredu hori babesten zuten behaketen zerrendara batu zen azkena 2005ean egin zen, Legacy Survey supernoba aztertuz. Emaitzen arabera, energia ilunak Einsteinek proposatu zuen konstante kosmologikoaren jarreraren antz handia du, %10ko zehaztasunarekin aurreikusi baitzuen, oharkabean bazen ere.[21] Hubble espazio teleskopioaren azken ikerketen arabera, energia iluna azkeneko 9000 milioi urtetan, gutxienez, existitu izan da gure unibertsoan eta hedapen kosmikoaren aurretiko garaietan ere bai.

2013an zegoen ezagutzatik, Lambda-CDM eredua koherentea da gero eta zorrotzagoak diren behaketa kosmologikoekin, hala nola Planck espazio-ontziarekin eta Supernova Legacy Surveyrekin. SNLSren lehen emaitzek erakusten dutenez, energia ilunaren batez besteko portaera (hau da, egoera-ekuazioa) Einsteinen konstante kosmologikoa da, % 10eko zehaztasunarekin[22]. Hubble teleskopio espazialaren Higher-Z ekipoaren azken emaitzek adierazten dutenez, energia iluna 9.000 milioi urtez egon da, gutxienez, azelerazio kosmikoaren aurreko aldian.

Izaera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Energia ilunaren izaeramateria ilunarena baino hipotetikoagoa da[23], eta berari buruzko gauza asko espekulazioaren eremuan geratzen dira. Energia iluna oso homogeneoa eta ez oso trinkoa dela uste da, eta ez dago jakiterik grabitateaz gain funtsezko indarren bidez elkarreragiten duenik. Nahiko arrarotuta dagoenez eta masiboa ez denez (10-27 kg/m3) ez da oso probablea laborategiko esperimentuetan detektatzea. Energia ilunak unibertsoan hain eragin sakona izateko arrazoia, hain diluitua egon arren dentsitate unibertsalaren % 68 osatuz, bestela hutsik legokeen espazioa uniformeki betetzea da.

Benetako izaera alde batera utzita, energia ilunak presio negatibo handia izan beharko luke unibertsoaren hedapenaren azelerazio behatua azaltzeko. Erlatibitate orokorraren arabera, substantzia baten barruko presioak beste objektu batzuekiko grabitate-erakarpena eragiten du, masa-dentsitatea bezalaxe. Izan ere, materiari ondorio grabitatorioak sorrarazten dizkion kantitate fisikoa tentsio-energia tenkagailua da, substantzia baten energia-dentsitatea (edo materia-dentsitatea) eta presioa biltzen dituena. Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker metrikan, unibertso osoan presio negatibo konstante handiak (hau da, tentsioak), unibertsoa hedatzen ari bada, hedapenean azelerazioa eragiten duela froga daiteke, edo uzkurduran desazelerazioa, unibertsoa uzkurtzen ari bada. Hedapenaren azelerazio-efektu horri "grabitate-aldarapena" esaten zaio batzuetan.

Definizio teknikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kosmologia estandarrean, unibertsoaren hiru osagai daude: materia, erradiazioa eta energia iluna. Materia edozein gauza da, zeinaren energia-dentsitatea eskala-faktorearen alderantzizko kuboarekin eskalatzen den, hau da, ρ ∝ a−3; erradiazioa, berriz, eskala-faktorearen alderantzizko laugarren potentziarekin eskalatzen den edozer da. ρ ∝ a−4. Intuizioz uler daiteke hori: kubo forma duen kutxa batean partikula arrunt bat jartzeko, kutxaren ertz baten luzera bikoizteak dentsitatea (eta, beraz, energia-dentsitatea) zortzi (23) faktoretan murrizten du. Erradiazioaren kasuan, energia-dentsitatearen murrizketa handiagoa da, distantzia espaziala handitzeak gorriranzko lerradura ere eragiten baitu.

Azken osagaia energia iluna da: espazioaren propietate intrintsekoa da eta energia-dentsitate konstantea du, kontuan hartutako bolumenaren dimentsioak alde batera utzita. (ρ ∝ a0). Horrela, materia arrunta ez bezala, espazioaren hedapenak ez du desegiten.

Ebidentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Energia ilunaren probak zeharkakoak dira, baina hiru iturri independentetatik datoz:

  • Distantziaren neurketek eta gorriranzko lerrakuntzak duten erlazioak, unibertsoa bere bizitzaren azken erdian gehiago hedatu dela iradokitzen dute[24].
  • Materia edo materia iluna ez den energia gehigarri baten behar teorikoa behaketa bidez planoa den unibertsoa osatzeko (detekta daitekeen edozein kurbadura globalen gabezia).
  • Unibertsoko masa-dentsitatearen eskala handiko uhin-patroien neurriak.

Supernobak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Supernoba»
Ia motako supernoba bat, beheko puntu distiratsua.

1998an, High-Z Supernova Search Team taldeak[25] Ia motako ("bat-A") supernoben behaketak argitaratu zituen. 1999an, Supernova Cosmology Projectak[26] unibertsoaren hedapena bizkortzen ari dela iradokitzen jarraitu zuen[27]. 2011ko Fisikako Nobel Saria Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt eta Adam G. Riessi eman zitzaien, aurkikuntzan izandako lidergoagatik[28].

Harrezkero, hainbat iturri independentek berretsi dituzte emaitza horiek. Mikrouhinen hondo kosmikoaren neurketak, grabitazio-lenteak eta kosmosaren eskala handiko egitura eta supernoben neurketa hobetuak Lambda-CDM ereduarekin bat etorri dira[29]. Batzuek diote energia ilunaren existentziaren zantzu bakarrak distantzia-neurketen behaketak eta horiei lotutako gorritasunezko lerradurak direla. Mikrouhinen hondo kosmikoaren anisotropiek eta barioien gorabehera akustikoek soilik balio dute erakusteko gorriranzko lerradura jakin baterako distantziak Friedmann-Lemaîtreren unibertso "hautseztatu" batetik eta Hubbleren konstante lokaletik espero zitekeena baino handiagoak direla[30].

Supernobak baliagarriak dira kosmologiarako, kandela estandar bikainak direlako distantzia kosmologikoen bidez. Ikertzaileei unibertsoaren hedapenaren historia neurtzeko aukera ematen diete, objektu batekiko distantziaren eta gorriranzko lerraduraren arteko erlazioa behatuz, gugandik zein abiaduratara urruntzen den adierazten duena. Erlazioa gutxi gorabehera lineala da, Hubbleren legearen arabera. Nahiko erraza da gorriranzko lerradura neurtzea, baina objektu batekiko distantzia aurkitzea zailagoa da. Normalean, astronomoek kandela estandarrak erabiltzen dituzte: berezko distira edo magnitude absolutua duten objektuak. Horri esker, objektuaren distantzia neur daiteke behatutako bere distira errealetik edo itxurazko magnitudetik abiatuta. Ia motako supernobak dira kandela estandar ezagunenak distantzia kosmologikoen bidez, muturreko argitasuna eta konstantea dutelako.

Supernoben azken behaketak koherenteak dira energia ilunak % 71,3an eta materia ilunaren eta materia barionikoaren konbinazioak % 27,4an osatutako unibertsoarekin[31].

Hondoko mikrouhin erradiazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Hondoko mikrouhin erradiazioa»
Unibertsoaren osaketa gaur egun eta orain dela 13.700 milioi urte[32].

Energia ilunaren existentzia, edozein forma duela ere, beharrezkoa da espazioaren geometria neurtua unibertsoko materia kopuru osoarekin bateratzeko. Hondoko mikrouhin erradiazioa (CMB) anisotropien neurketek unibertsoa ia laua dela adierazten dute. Unibertsoaren forma laua izan dadin, unibertsoaren masa-energia dentsitateak dentsitate kritikoaren berdina izan behar du. Unibertsoko materiaren guztizko kantitatea (barioiak eta materia iluna barne), CMBren espektrotik abiatuta neurtuta, dentsitate kritikoaren % 30 baino ez da. Horrek esan nahi du gainerako % 70a ordezkatzen duen energia mota gehigarri bat dagoela. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) espazio-ontziaren zazpi urteko analisiaren arabera, % 72,8ko energia ilunak, % 22,7ko materia ilunak eta % 4,5eko materia arruntak osatzen zuten unibertsoa. 2013an, Planck espazio-ontziaren CMBren behaketetan oinarrituta egindako lanak zenbatespen zehatzagoa egin zuen: energia iluna % 68,3, materia iluna % 26,8 eta materia arrunta % 4,9[33].

Eskala handiko egiturak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eskala handiko egituraren teoriak, unibertsoko egituren eraketa zuzentzen duenak (izarrak, quasarrak, galaxiak eta galaxien talde eta kumuluak), unibertsoan materiaren dentsitatea dentsitate kritikoaren % 30 baino ez dela iradokitzen du.

2011ko ikerketa batek, WiggleZ galaxien azterketak, 200.000 galaxia baino gehiagorekin, energia ilunaren existentziari buruzko froga gehiago ekarri zituen, nahiz eta energia horren fisika zehatza ezezaguna den oraindik[34][35]. Australiako Astronomia Behatokiaren WiggleZ ikerketak galaxiak eskaneatu zituen gorriranzko desplazamendua zehazteko. Jarraian, barioien gorabehera akustikoek aldizka hutsik utzi dituztela aprobetxatuz. 150 Mpc-ko diametroa, galaxiek inguratuta, galaxiekiko distantziak 2.000 Mpc-raino kalkulatzeko arau estandar gisa erabili ziren hutsak (0,6 gorriranzko lerradura), eta horri esker, galaxien abiadurak zehaztasunez kalkulatu ahal izan ziren, gorriranzko lerraduratik eta distantziatik abiatuta. Datuek unibertsoaren adinaren erdiraino (7.000 milioi urte) bizkortze kosmikoa baieztatu zuten, eta %10ean murrizten dute inhomogeneotasuna. Horrek baieztapen bat ematen dio supernobekiko independentea den azelerazio kosmikoari.

Sachs-Wolfe efektua[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hedapen kosmiko bizkorraren ondorioz, potentzial grabitatorioko putzuak eta muinoak lehortu egiten dira fotoiek zeharkatzen dituztenean, eta puntu hotzak eta puntu beroak sortzen dira CMBn, superhuts zabalekin eta superkumuluekin lerrokatuta. Azken orduko Sachs-Wolfe efektu integratu (ISW) hori energia ilunaren zuzeneko seinalea da unibertso lau batean[36]. 2008an, Ho et al.[37] eta Giannantonio et al.[38] taldeek bere garrantzi handiaren berri eman zuten.

Hubble konstantearen datuen behaketa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hubble konstantearen datuen behaketaren bidez energia ilunaren ebidentzia ere antzeman daiteke. Hubble konstanteari kronometro kosmiko izena ere ematen zaio, eta arreta berezia jarri zaio eremu honi azken urteotan[39][40][41]. Hubblen konstantea, H(z), gorrirantzko lerrakuntzaren funtzio kosmologiko gisa neurtzen da. OHDk zuzenean begiratzen dio unibertsoaren hedapenaren historiari hasieran sortutako galaxien eboluzioa behatuz[42]. Hortik aurrera, ikuspegi honek unibertsoko erloju estandarrak eskaintzen ditu. Ideia honen muina adin diferentzialaren eboluzioaren neurketa da, kronometro kosmiko hauen gorriranzko desplazamenduaren arabera. Horrela, Hubbleren parametroaren zuzeneko zenbatespena ematen du.

Δz/Δt, kopuru diferentzialaren doitasunak informazio gehigarria eskaintzen du eta konputaziorako interesgarria da: ohiko hainbat arazo eta efektu sistematiko gutxitu ditzake. Supernoben eta barioen oszilazio akustikoen analisiak Hubble parametroaren integraletan oinarritzen dira, Δz/Δt zuzenean neur daitekeen bitartean. Honegatik, netodo hau oso erabilia da azeleratzen ari den unibertsoaren hedapena aztertzeko, zein energia ilunaren ezaugarriak ikertzeko.

Teoriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Energia ilunak propietate ezezagunak dituen indar hipotetiko gisa duen estatusak ikerketa-helburu oso aktibo bihurtzen du. Arazoa angelu askotatik behatzen da, hala nola, nagusi den grabitatearen teoriaren aldaketatik (erlatibitate orokorra), energia ilunaren propietateak zehazteko ahaleginetik eta behaketa-datuak azaltzeko modu alternatiboen bilaketatik.

Konstante kosmologikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Konstante kosmologikoa»

Energia ilunaren azalpenik errazena da espazioaren energia intrintsekoa eta funtsezkoa dela. Konstante kosmologikoa da, normalean Λ letra grekoak adierazten duena (Lambda, hortik Lambda-CDM eredua). Energia eta masa ekuazioaren arabera erlazionatuta daudenez, Einsteinen erlatibitate orokorraren teoriak energia horrek grabitate efektua izango duela iragartzen du. Batzuetan hutsaren energia esaten zaio, espazio hutsaren energia-dentsitatea delako, hutsarena.

Gainditu gabeko arazo handi bat da eremuko teoria kuantikoek berek konstante kosmologiko handi bat iragartzen dutela, 120 magnitude ordenako konstante bat. Honek ia, baina ez zehazki, kontrako zeinuko termino handi batek deuseztatu beharko luke[12].

Teoria supersimetriko batzuek zero konstante kosmologikoa eskatzen dute[43]. Gainera, ez dakigu korden teorian hutsune metaegonkorrik dagoen konstante kosmologiko positiboarekin[44], eta Ulf Danielssonen taldeak uste du egoera hori ez dela existitzen[45]. Aieru horrek ez lituzke baztertuko kintaesentzia bezalako energia ilunaren beste eredu batzuk, korden teoriarekin bateragarriak izan daitezkeenak.

Kintaesentzia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Kintesentzia (fisika)»

Energia ilunaren kintaesentziaren ereduetan, eskala-faktorearen azelerazio behatua eremu dinamiko baten energia potentzialak eragiten du, kintaesentziaren eremua deritzona. Kintaesentzia konstante kosmologikotik bereizten da espazioan eta denboran alda daitekelako. Materiarena bezalako egitura bat osatu eta taldekatu ez dadin, eremuak oso arina izan behar du, Compton uhin-luzera handia izan dezan. Eszenatoki sinpleenetan, kintaesentziaren eremuak termino zinetiko kanonikoa du, grabitateari minimoki egokitua dago eta ez du goragoko mailako eragiketarik bere Lagrangearrean.

Oraindik ez dago kintesentziaren frogarik, baina ez da baztertu. Oro har, unibertsoaren hedapenaren azelerazioa konstante kosmologikoa baino apur bat motelagoa dela iragartzen du. Zientzialari batzuek uste dute kintaesentziaren frogarik onena Einsteinen baliokidetasun-printzipioaren urraketetatik eta espazioan edo denboran funtsezko konstanteak aldatzetik etorriko litzatekeela[46]. Eremu eskalarrak partikulen fisikaren eredu estandarrak eta korden teoriak iragartzen dituzte, baina konstante kosmologikoaren (edo inflazio kosmologikoaren ereduen eraikuntzaren) antzeko arazo bat planteatzen da: birormalizazioaren teoriak iragartzen du eremu eskalarrek masa handiak eskuratu behar dituztela.

Koinzidentziaren arazoak unibertsoaren azelerazioa zergatik hasi zen galdetzen du. Azelerazioa lehenago unibertsoan hasiko balitz, galaxiak bezalako egiturek ez zuketen inoiz sortzeko astirik izango, eta biziak, ezagutzen dugun bezala behintzat, ez zukeen inoiz existitzeko aukerarik izango. Printzipio antropikoaren defendatzaileek beren argudioen euskarri gisa ikusten dute hori. Hala ere, kintaesentzia eredu askok "arakatzaile" izeneko portaera dute, arazo hau konpontzen duena. Eredu horietan, kintaesentziaren eremuak erradiazio-dentsitatea hurbiletik materia-erradiazio berdintasuneraino jarraitzen duen dentsitatea du, eta, horren ondorioz, kintaesentzia energia ilun gisa jokatzen hasten da, azkenean unibertsoa menderatuz. Horrek modu naturalean ezartzen du energia ilunaren behe-energiaren eskala[47][48].

2004an, zientzialariek energia ilunaren eboluzioa datu kosmologikoekin doitu zutenean, egoera-ekuazioak konstante kosmologikoaren muga (w = -1) beharbada goitik behera zeharkatu zuela aurkitu zuten. Frogatu da agertoki horrek gutxienez bi motatako ereduak behar dituela. Eszenatoki hau Quintom eszenatokia deritzona da[49].

Kintaesentziaren kasu berezi batzuk energia mamua dira, zeinetan kintaesentziaren energia-dentsitatea denborarekin benetan handitzen den, eta k-esentzia (kintaesentzia zinetikoaren laburdura) energia zinetikoaren forma ez-estandarra duena, energia zinetiko negatibo bat bezala[50]. Ezohiko propietateak izan ditzakete: energia mamuak, adibidez, Big Rip bat eragin dezake.

Ikertzaile talde batek 2021ean argudiatu zuenez, Hubbleren tentsioaren behaketek esan nahi dute kintaesentziaren ereduak soilik direla bideragarriak, zero ez den akoplamendu-konstante batekin[51].

Energia ilun elkarreragilea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Teoria mota honek materia eta energia ilunaren teoria global bat landu nahi du, grabitatearen legeak hainbat eskalatara aldatzen dituen fenomeno bakar bat bezala. Honek, adibidez, energia iluna eta materia iluna substantzia ezezagun beraren alderdi ezberdinak bezala tratatu ahal izango lituzke, edo materia ilun hotza energia ilunean erortzen dela postulatu[52]. Materia iluna eta energia iluna bateratzen dituzten beste teoria mota batzuk grabitate eraldatuen teoria kobarianteak dira. Teoria horiek aldatu egiten dute espazioren dinamika, eta aldatutako dinamika energia eta materia ilunen presentziari esleitu zaionaren ondorio da. Printzipioz, energia ilunak sektore ilunaren gainerakoarekin ez ezik, materia arruntarekin ere elkarreragina izan dezake[53]. Hala ere, kosmologia ez da nahikoa energia ilunaren eta barioien arteko akoplamenduaren indarra eraginkortasunez murrizteko, eta, beraz, zeharkako beste teknika batzuk edo laborategian bilaketak egin behar dira[54]. Duela gutxi egindako proposamen baten arabera, Italiako XENON1T detektagailuan antzemandako gehiegizko balioan oinarrituta, gaur egun azaldu ezin dena, energia ilunaren eredu kameleoi partikula batek eragin du[55][56].

Energia ilun eremu aldakorrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Energia ilunaren dentsitatea denboran zehar alda zitekeen unibertsoaren historian. Behaketa-datu modernoei esker, energia ilunaren egungo dentsitatea kalkula dezakegu. Barioien oszilazio akustikoak erabiliz, posible da energia ilunak unibertsoaren historian izan duen eragina ikertzea eta energia ilunaren egoera-ekuazioaren parametroak mugatzea. Horretarako, hainbat eredu proposatu dira. Ezagunenetako bat Chevallier-Polarski-Linder (CPL) modeloa da[57][58]. Beste eredu komun batzuk dira, (Barboza & Alcaniz. 2008)[59], (Jassal et al. 2005)[60], (Wetterich. 2004)[61], (Oztas et al. 2018)[62][63].

Behaketa eszeptikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Energia ilunaren alternatiba batzuek, hala nola kosmologia ez-homogeneoak, behaketa-datuak azaldu nahi dituzte ezarritako teorien erabilera finago baten bidez. Agertoki honetan, energia iluna ez da benetan existitzen, eta neurketen artefaktu bat besterik ez da. Adibidez, espazioaren eskualde bat batez bestekoa baino hutsagoa bada, behatutako hedapen kosmikoaren tasa denboraren aldaketa batekin edo azelerazio batekin nahas liteke[64][65][66][67]. Beste ikuspegi batek baliokidetasun-printzipioaren hedapen kosmologikoa erabiltzen du espazioa gure tokiko kumulua inguratzen duten hutsuneetan azkarrago hedatzen dela nola eman dezakeen erakusteko. Nahiz eta ahulak izan, milaka milioi urtetan zehar metatutako efektu horiek esanguratsuak izan daitezke, azelerazio kosmiko baten ilusioa sortuz eta Hubbleren burbuila batean bizi garela pentsaraziz[68][69][70]. Hala ere, beste aukera batzuk dira unibertsoaren hedapen bizkorra gure mugimendu erlatiboak unibertsoaren gainerakoarekiko eragindako ilusioa izatea[71][72], edo erabilitako metodo estatistikoak okerrak izatea[73][74]. Halaber, bertako unibertsoaren anisotropia energia ilun gisa desitxuratua izan dela iradoki da. Baieztapen hori berehala ezeztatu zuten beste batzuek, D. Rubin eta J. Heitlauf fisikarien artikulu bat barne[75]. Laborategian zuzenean detektatzeko saiakera batek ez zuen energia ilunari lotutako indarrik detektatzea lortu[76].

2020an argitaratutako ikerketa batek zalantzan jarri zuen Ia motako supernoben argitasuna izar-populazioaren adinarekin aldatzen ez den funtsezko ustearen baliozkotasuna, eta energia iluna benetan existitu ez daitekeela iradokitzen du. Ikerketa berriaren ikertzaile nagusiak, Yonseiko Unibertsitateko Young-Wook Leek, esan zuen: "Gure emaitzak erakusten du SN kosmologiaren energia iluna, 2011ko Fisikako Nobel Saria ekarri zuena, suposizio hauskor eta faltsu baten tresna bat izan daitekeela"[77][78]. Beste kosmologo batzuek, hala nola Adam Riessek, energia iluna aurkitzeagatik 2011ko Nobel Saria irabazi zuenak, arazo ugari planteatu zituzten lan honekin[79].

Azelerazioa bizkor dezakeen beste mekanismo bat[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Energia ilunaren ebidentzia erlatibitate orokorraren teoriaren mende dago neurri handi batean. Beraz, pentsatzekoa da erlatibitate orokorrean aldaketa batek ere energia ilunaren beharra ezabatzea. Horrelako teoria asko daude, eta ikerketa abian da[80][81]. Lehen grabitazio-olatuan (GW170817) grabitatez kanpoko bitartekoen bidez neurtutako grabitazio-abiaduraren, energia ilunaren azalpen gisa aldatutako grabitate-teoria asko baztertu ziren[82][83][84].

Ethan Siegel astrofisikariak dioenez, aukera horiek prentsan agertu arren, ia astrofisikari profesional guztiak ziur daude energia iluna dagoela, eta teoria lehiakideetako inork ez dituela arrakastaz azaltzen behaketak energia ilun estandarraren doitasun-maila berean[85].

Unibertsoaren etorkizunerako inplikazioak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kosmologoek uste dute azelerazioa duela 5.000 milioi urte inguru hasi zela[86]. Horren aurretik, uste da hedapena moteltzen ari zela, materiaren eragin erakargarriagatik. Hedatzen ari den unibertso batean, materia ilunaren dentsitatea energia ilunarena baino azkarrago gutxitzen da, eta, azkenik, energia hori da nagusi. Zehazki, unibertsoaren bolumena bikoizten denean, materia ilunaren dentsitatea erdira murrizten da, baina energia ilunaren dentsitatea ia ez da aldatzen (konstante kosmologiko baten kasuan, zehazki konstantea da).

Etorkizunerako proiekzioak zeharo ezberdinak izan daitezke energia ilunaren ereduen arabera. Konstante kosmologiko baterako, edo azelerazioak mugarik gabe jarraituko duela aurreikusten duen beste edozein eredurako, azken emaitza izango da Talde Lokaletik kanpoko galaxiek denborarekin etengabe handitzen den abiadura izango dutela ikusmen-lerroan, eta, azkenik, argiaren abiadura gaindituko dutela[87]. Hau ez da erlatibitate bereziaren urraketa bat, hemen erabilitako "abiadura" nozioa ez delako abiadurarena bezalakoa erreferentzia inertzial lokaleko esparru batean, oraindik ere edozein objektu masiborako argiaren abiadura baino txikiagoa izatera mugatuta baitago. Hubbleren parametroa denborarekin gutxitzen denez, gerta daiteke gugandik argia baino azkarrago urruntzen den galaxia batek gugana iristen den seinale bat igortzea.

Hala ere, hedapenaren azelerazioa dela eta, galaxia gehienek gertaera kosmologikoen ostertz moduko bat zeharkatzea aurreikusten da, non puntu horretatik harago isurtzen duten edozein argik ezingo gaituen inoiz lortu etorkizun infinituan, argiak ez baitu inoiz lortzen gureganako duen "abiadura bereziak" gugandik urrun espantsio-abiadura gainditzen duen puntu bat[88]. Energia iluna konstantea dela suposatuz (konstante kosmologiko bat), gertakari kosmologikoen zerumuga honekiko egungo distantzia 16.000 milioi argi-urtekoa da, eta horrek esan nahi du gaur egun gertatzen den gertaera baten seinale bat guregana iritsiko litzatekeela etorkizunean, gertaera 16.000 milioi argi-urte baino gutxiagora balego, baina seinalea ez litzaiguke inoiz iritsiko gertaera 16.000 milioi argi-urte baino gehiagora balego.

Galaxiak gertakari kosmologikoen zeruertz hau gurutzatzeko puntura hurbildu ahala, haietatik darion argia gero eta gorriagorantz mugitzen da, uhin-luzera handiegi bihurtzeraino praktikan detektatzeko, eta galaxiak erabat desagertzen direla dirudi[89][90]. Lur planeta, Esne Bidea eta osatzen duen Tokiko Taldea ia aldatu gabe egongo lirateke, unibertsoaren gainerakoa atzera egin eta bistatik desagertzen den bitartean. Egoera horretan, Tokiko Taldea heriotza termikoaz hilko zen azkenean, azelerazio kosmikoaren neurketak egin aurretik materia nagusi zen unibertso lauarentzat planteatzen zen bezala.

Badira beste ideia espekulatiboagoak unibertsoaren etorkizunari buruz. Energia ilunaren energia mamuaren ereduak hedapen dibergentea eragiten du, eta horrek energia ilunaren indar eraginkorrak hazten jarraitzea ekarriko luke, unibertsoko gainerako indar guztiak menderatzen dituen arte. Egoera horretan, energia ilunak grabitateari lotutako egitura guztiak suntsituko lituzke, galaxiak eta eguzki-sistemak barne, eta atomoak suntsitzeko indar elektrikoak eta nuklearrak gaindituko lituzke, unibertsoa Big Rip batean amaituz. Bestalde, energia iluna denborarekin desager liteke, baita erakargarri bihurtu ere. Ziurgabetasun horiek zabalik uzten dute grabitatea nagusitu eta "Big Crunch" batean bere burua uzkurtuko duen unibertso batera eramateko aukera, edo are energia ilunaren ziklo bat egotekoa ere, eta horrek unibertsoaren eredu zikliko bat dakar, non iterazio bakoitzak (Big Bang eta gero Big Crunch batek) bilioi bat (1012) urte inguru irauten duen[91][92]. Hipotesi horietako bakar bat ere ez dago behaketen babesean, baina ez dira baztertzen.

Zientziaren filosofian[aldatu | aldatu iturburu kodea]

David Merritt astrofisikariak energia iluna "hipotesi osagarriaren" adibide gisa identifikatzen du, faltsutzen duten behaketei erantzunez teoria bati gehitzen zaion ad hoc postulatu bat. Energia ilunaren hipotesia hipotesi konbentzionalista dela dio, hau da, eduki enpirikorik gehitzen ez duen hipotesia, eta, beraz, Karl Popperrek definitutako zentzuan faltsaezina dela[93].

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. ↑ (Ingelesez) Overbye, Dennis. (2017-02-20). «Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast?» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  2. ↑ Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat. (2003-04-22). «The Cosmological Constant and Dark Energy» Reviews of Modern Physics 75 (2): 559–606.  doi:10.1103/RevModPhys.75.559. ISSN 0034-6861. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  3. ↑ (Ingelesez) Overbye, Dennis. (2019-02-25). «Have Dark Forces Been Messing With the Cosmos?» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  4. ↑ Lonappan, Anto. I.; Kumar, Sumit; Ruchika; Dinda, Bikash R.; Sen, Anjan A.. (2018-02-21). «Bayesian evidences for dark energy models in light of current observational data» Physical Review D 97 (4): 043524.  doi:10.1103/PhysRevD.97.043524. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  5. ↑ a b Planck Collaboration; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Alves, M. I. R.; Armitage-Caplan, C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F. et al.. (2014-11-01). «Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results» Astronomy and Astrophysics 571: A1.  doi:10.1051/0004-6361/201321529. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  6. ↑ (Ingelesez) Francis, Matthew. (2013-03-21). «First Planck results: the Universe is still weird and interesting» Ars Technica (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  7. ↑ «The Great Courses» www.thegreatcourses.com (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  8. ↑ (Ingelesez) Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil. (2006-05-26). «Why the Cosmological Constant Is Small and Positive» Science 312 (5777): 1180–1183.  doi:10.1126/science.1126231. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  9. ↑ «Dark Energy» hyperphysics.phy-astr.gsu.edu (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  10. ↑ (Ingelesez) «National Geographic Magazine» National Geographic (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  11. ↑ «Moon findings muddy the water» web.archive.org 2016-11-22 (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  12. ↑ a b Carroll, Sean M.. (2001-02-01). «The Cosmological Constant» Living Reviews in Relativity 4: 1.  doi:10.12942/lrr-2001-1. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  13. ↑ (Ingelesez) Kragh, Helge. (2012-05-01). «Preludes to dark energy: zero-point energy and vacuum speculations» Archive for History of Exact Sciences 66 (3): 199–240.  doi:10.1007/s00407-011-0092-3. ISSN 1432-0657. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  14. ↑ Buchert, T; Carfora, M; Ellis, G F R; Kolb, E W; MacCallum, M A H; Ostrowski, J J; Räsänen, S; Roukema, B F et al.. (2015-11-05). «Is there proof that backreaction of inhomogeneities is irrelevant in cosmology?» Classical and Quantum Gravity 32 (21): 215021.  doi:10.1088/0264-9381/32/21/215021. ISSN 0264-9381. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  15. ↑ Clarkson, Chris; Ellis, George; Larena, Julien; Umeh, Obinna. (2011-11-01). «Does the growth of structure affect our dynamical models of the Universe? The averaging, backreaction, and fitting problems in cosmology» Reports on Progress in Physics 74 (11): 112901.  doi:10.1088/0034-4885/74/11/112901. ISSN 0034-4885. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  16. ↑ Harvey, Alex. (2012-11-22). «How Einstein Discovered Dark Energy» arXiv:1211.6338 [physics] (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  17. ↑ (Ingelesez) Gamow, George. (1970). My World Line; an Informal Autobiography. Viking Press ISBN 978-0-670-50376-6. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  18. ↑ Energia ilunari erreferentzia egiten dion lehen neurketa Turnerrek, garai hartako haren zenbait ikasle zein kosmologoekin idatzi zuen artikulu batean dago: "Supernobetara dagoen distantzien neurketen bidez energia iluna probatzeko prospektuak". Artikulu hau ArXiv.org-era igo zen 1998ko abuztuan, Physical Review aldizkarian argitaratua izateaz gain, 1999an (Huterer eta Turner, Phys. Rev. D 60, 081301 (1999).
  19. ↑ Riess, Adam G.; Filippenko, Alexei V.; Challis, Peter; Clocchiattia, Alejandro; Diercks, Alan; Garnavich, Peter M.; Gilliland, Ron L.; Hogan, Craig J. et al.. (1998-9). «Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant» The Astronomical Journal 116 (3): 1009–1038.  doi:10.1086/300499. (Noiz kontsultatua: 2019-01-25).
  20. ↑ Perlmutter, S.; Aldering, G.; Goldhaber, G.; Knop, R. A.; Nugent, P.; Castro, P. G.; Deustua, S.; Fabbro, S. et al.. (1999-6). «Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae» The Astrophysical Journal 517 (2): 565–586.  doi:10.1086/307221. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2019-01-25).
  21. ↑ Astier, P.; Guy, J.; Regnault, N.; Pain, R.; Aubourg, E.; Balam, D.; Basa, S.; Carlberg, R. G. et al.. (2006-2). «The Supernova Legacy Survey: Measurement of Omega_M, Omega_Lambda and w from the First Year Data Set» Astronomy & Astrophysics 447 (1): 31–48.  doi:10.1051/0004-6361:20054185. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2019-01-25).
  22. ↑ (Ingelesez) Astier, P.; Guy, J.; Regnault, N.; Pain, R.; Aubourg, E.; Balam, D.; Basa, S.; Carlberg, R. G. et al.. (2006-02-01). «The Supernova Legacy Survey: measurement of , and w from the first year data set» Astronomy & Astrophysics 447 (1): 31–48.  doi:10.1051/0004-6361:20054185. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  23. ↑ (Ingelesez) Overbye, Dennis. (2003-07-22). «Astronomers Report Evidence of 'Dark Energy' Splitting the Universe» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2022-06-23).
  24. ↑ Durrer, Ruth. (2011-12-28). «What do we really know about dark energy?» Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 369 (1957): 5102–5114.  doi:10.1098/rsta.2011.0285. (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  25. ↑ Riess, Adam G.; Filippenko, Alexei V.; Challis, Peter; Clocchiatti, Alejandro; Diercks, Alan; Garnavich, Peter M.; Gilliland, Ron L.; Hogan, Craig J. et al.. (1998-09-01). «Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant» The Astronomical Journal 116: 1009–1038.  doi:10.1086/300499. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  26. ↑ Perlmutter, S.; Aldering, G.; Goldhaber, G.; Knop, R. A.; Nugent, P.; Castro, P. G.; Deustua, S.; Fabbro, S. et al.. (1999-06-01). «Measurements of Ω and Λ from 42 High-Redshift Supernovae» The Astrophysical Journal 517: 565–586.  doi:10.1086/307221. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  27. ↑ (Ingelesez) Paál, G.; Horváth, I.; Lukács, B.. (1992-05-01). «Inflation and compactification from Galaxy redshifts?» Astrophysics and Space Science 191 (1): 107–124.  doi:10.1007/BF00644200. ISSN 1572-946X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  28. ↑ (Ingelesez) «The Nobel Prize in Physics 2011» NobelPrize.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  29. ↑ Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N. et al.. (2007-06-01). «Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology» The Astrophysical Journal Supplement Series 170: 377–408.  doi:10.1086/513700. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  30. ↑ Durrer, Ruth. (2011-12-28). «What do we really know about dark energy?» Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 369 (1957): 5102–5114.  doi:10.1098/rsta.2011.0285. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  31. ↑ (Ingelesez) Kowalski, M.; Rubin, D.; Aldering, G.; Agostinho, R. J.; Amadon, A.; Amanullah, R.; Balland, C.; Barbary, K. et al.. (2008-10-20). «Improved Cosmological Constraints from New, Old, and Combined Supernova Data Sets» The Astrophysical Journal 686 (2): 749–778.  doi:10.1086/589937. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  32. ↑ «Content of the Universe - WMAP 9yr Pie Chart» map.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  33. ↑ «Big Bang’s afterglow shows universe is 80 million years older than scientists first thought - The Washington Post» web.archive.org 2013-03-22 (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  34. ↑ (Ingelesez) «New method 'confirms dark energy'» BBC News 2011-05-19 (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  35. ↑ (Ingelesez) «WiggleZ Dark Energy Survey | Home» wigglez.swin.edu.au (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  36. ↑ Crittenden, Robert G.; Turok, Neil. (1996-01-22). «Looking for a Cosmological Constant with the Rees-Sciama Effect» Physical Review Letters 76 (4): 575–578.  doi:10.1103/PhysRevLett.76.575. (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  37. ↑ Ho, Shirley; Hirata, Christopher; Padmanabhan, Nikhil; Seljak, Uros; Bahcall, Neta. (2008-08-13). «Correlation of CMB with large-scale structure. I. Integrated Sachs-Wolfe tomography and cosmological implications» Physical Review D 78 (4): 043519.  doi:10.1103/PhysRevD.78.043519. (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  38. ↑ Giannantonio, Tommaso; Scranton, Ryan; Crittenden, Robert G.; Nichol, Robert C.; Boughn, Stephen P.; Myers, Adam D.; Richards, Gordon T.. (2008-06-13). «Combined analysis of the integrated Sachs-Wolfe effect and cosmological implications» Physical Review D 77 (12): 123520.  doi:10.1103/PhysRevD.77.123520. (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  39. ↑ (Ingelesez) Wan, Hao-Yi; Yi, Ze-Long; Zhang, Tong-Jie; Zhou, Jie. (2007-08). «Constraints on the DGP Universe using observational Hubble parameter» Physics Letters B 651 (5-6): 352–356.  doi:10.1016/j.physletb.2007.06.053. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  40. ↑ Ma, Cong; Zhang, Tong-Jie. (2011-04-01). «POWER OF OBSERVATIONAL HUBBLE PARAMETER DATA: A FIGURE OF MERIT EXPLORATION» The Astrophysical Journal 730 (2): 74.  doi:10.1088/0004-637X/730/2/74. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  41. ↑ (Ingelesez) Zhang, Tong-Jie; Ma, Cong; Lan, Tian. (2010). «Constraints on the Dark Side of the Universe and Observational Hubble Parameter Data» Advances in Astronomy 2010: 1–14.  doi:10.1155/2010/184284. ISSN 1687-7969. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  42. ↑ (Ingelesez) Simon, Joan; Verde, Licia; Jimenez, Raul. (2005-06-16). «Constraints on the redshift dependence of the dark energy potential» Physical Review D 71 (12): 123001.  doi:10.1103/PhysRevD.71.123001. ISSN 1550-7998. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  43. ↑ Wess, Julius. (1983). Supersymmetry and supergravity. ISBN 978-0-691-21293-7. PMC 1151346932. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  44. ↑ (Ingelesez) Wolchover, Natalie. (2018-08-09). «Dark Energy May Be Incompatible With String Theory» Quanta Magazine (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  45. ↑ Danielsson, Ulf H.; Riet, Thomas Van. (2018-09-01). «What if string theory has no de Sitter vacua?» International Journal of Modern Physics D 27 (12): 1830007.  doi:10.1142/S0218271818300070. ISSN 0218-2718. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  46. ↑ Carroll, Sean M.. (1998-10-12). «Quintessence and the Rest of the World: Suppressing Long-Range Interactions» Physical Review Letters 81 (15): 3067–3070.  doi:10.1103/PhysRevLett.81.3067. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  47. ↑ Ratra, Bharat; Peebles, P. J. E.. (1988-06-15). «Cosmological consequences of a rolling homogeneous scalar field» Physical Review D 37 (12): 3406–3427.  doi:10.1103/PhysRevD.37.3406. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  48. ↑ Steinhardt, Paul J.; Wang, Limin; Zlatev, Ivaylo. (1999-05-04). «Cosmological tracking solutions» Physical Review D 59 (12): 123504.  doi:10.1103/PhysRevD.59.123504. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  49. ↑ (Ingelesez) Cai, Yi-Fu; Saridakis, Emmanuel N.; Setare, Mohammad R.; Xia, Jun-Qing. (2010-08-01). «Quintom cosmology: Theoretical implications and observations» Physics Reports 493 (1): 1–60.  doi:10.1016/j.physrep.2010.04.001. ISSN 0370-1573. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  50. ↑ (Ingelesez) Caldwell, R. R. (2002-10-03). «A phantom menace? Cosmological consequences of a dark energy component with super-negative equation of state» Physics Letters B 545 (1): 23–29.  doi:10.1016/S0370-2693(02)02589-3. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  51. ↑ (Ingelesez) Krishnan, C; Mohayaee, R; Colgáin, E Ó; Sheikh-Jabbari, M M; Yin, L. (2021-08-23). «Does Hubble tension signal a breakdown in FLRW cosmology?» Classical and Quantum Gravity 38 (18): 184001.  doi:10.1088/1361-6382/ac1a81. ISSN 0264-9381. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  52. ↑ Marcondes, Rafael J. F.. (2016-10-05). «Interacting dark energy models in Cosmology and large-scale structure observational tests» arXiv:1610.01272 [astro-ph] (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  53. ↑ (Ingelesez) Exirifard, Qasem. (2011-01-01). «Phenomenological covariant approach to gravity» General Relativity and Gravitation 43 (1): 93–106.  doi:10.1007/s10714-010-1073-6. ISSN 1572-9532. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  54. ↑ «Validate User» academic.oup.com  doi:10.1093/mnras/staa311. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  55. ↑ Vagnozzi, Sunny; Visinelli, Luca; Brax, Philippe; Davis, Anne-Christine; Sakstein, Jeremy. (2021-09-15). «Direct detection of dark energy: The XENON1T excess and future prospects» Physical Review D 104 (6): 063023.  doi:10.1103/PhysRevD.104.063023. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  56. ↑ (Ingelesez) «Have we detected dark energy? Cambridge scientists say it’s a possibility» University of Cambridge 2021-09-15 (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  57. ↑ Chevallier, Michel; Polarski, David. (2001-04-01). «Accelerating universes with scaling dark matter» International Journal of Modern Physics D 10 (02): 213–223.  doi:10.1142/S0218271801000822. ISSN 0218-2718. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  58. ↑ Linder, Eric V.. (2003-03-03). «Exploring the Expansion History of the Universe» Physical Review Letters 90 (9): 091301.  doi:10.1103/PhysRevLett.90.091301. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  59. ↑ (Ingelesez) Barboza, E. M.; Alcaniz, J. S.. (2008-09-11). «A parametric model for dark energy» Physics Letters B 666 (5): 415–419.  doi:10.1016/j.physletb.2008.08.012. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  60. ↑ «Validate User» academic.oup.com  doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16647.x. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  61. ↑ (Ingelesez) Wetterich, C.. (2004-07-29). «Phenomenological parameterization of quintessence» Physics Letters B 594 (1): 17–22.  doi:10.1016/j.physletb.2004.05.008. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  62. ↑ Öztaş, Ahmet M.; Dil, Emre; Smith, Michael L.. (2018-05-01). «The varying cosmological constant: a new approximation to the Friedmann equations and universe model» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 476: 451–458.  doi:10.1093/mnras/sty221. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  63. ↑ «Validate User» academic.oup.com  doi:10.1093/mnras/sty2375. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  64. ↑ Wiltshire, David L.. (2007-12-20). «Exact Solution to the Averaging Problem in Cosmology» Physical Review Letters 99 (25): 251101.  doi:10.1103/PhysRevLett.99.251101. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  65. ↑ Ishak, Mustapha; Richardson, James; Garred, David; Whittington, Delilah; Nwankwo, Anthony; Sussman, Roberto. (2008-12-29). «Dark energy or apparent acceleration due to a relativistic cosmological model more complex than the Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker model?» Physical Review D 78 (12): 123531.  doi:10.1103/PhysRevD.78.123531. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  66. ↑ (Ingelesez) Mattsson, Teppo. (2010-03-01). «Dark energy as a mirage» General Relativity and Gravitation 42 (3): 567–599.  doi:10.1007/s10714-009-0873-z. ISSN 1572-9532. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  67. ↑ (Ingelesez) Ferreira, Timothy Clifton, Pedro G.. «Does Dark Energy Really Exist?» Scientific American  doi:10.1038/scientificamerican0409-48. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  68. ↑ Wiltshire, David L.. (2008-10-24). «Cosmological equivalence principle and the weak-field limit» Physical Review D 78 (8): 084032.  doi:10.1103/PhysRevD.78.084032. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  69. ↑ (Ingelesez) Wednesday, 9 December 2009 Stuart GaryABC. (2009-12-09). «Dark questions remain over dark energy» www.abc.net.au (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  70. ↑ (Ingelesez) «Is Einstein's Greatest Work All Wrong — Because He Didn't Go Far Enough?» Discover Magazine (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  71. ↑ (Ingelesez) «'Accelerating universe' could be just an illusion» NBC News (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  72. ↑ Tsagas, Christos G.. (2011-09-01). «Peculiar motions, accelerated expansion, and the cosmological axis» Physical Review D 84 (6): 063503.  doi:10.1103/PhysRevD.84.063503. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  73. ↑ (Ingelesez) Nielsen, J. T.; Guffanti, A.; Sarkar, S.. (2016-10-21). «Marginal evidence for cosmic acceleration from Type Ia supernovae» Scientific Reports 6 (1): 35596.  doi:10.1038/srep35596. ISSN 2045-2322. PMID 27767125. PMC PMC5073293. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  74. ↑ «The universe is expanding at an accelerating rate – or is it? | University of Oxford» www.ox.ac.uk (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  75. ↑ (Ingelesez) Rubin, D.; Heitlauf, J.. (2020-05-06). «Is the Expansion of the Universe Accelerating? All Signs Still Point to Yes: A Local Dipole Anisotropy Cannot Explain Dark Energy» The Astrophysical Journal 894 (1): 68.  doi:10.3847/1538-4357/ab7a16. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  76. ↑ Sabulsky, D. O.; Dutta, I.; Hinds, E. A.; Elder, B.; Burrage, C.; Copeland, Edmund J.. (2019-08-06). «Experiment to Detect Dark Energy Forces Using Atom Interferometry» Physical Review Letters 123 (6): 061102.  doi:10.1103/PhysRevLett.123.061102. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  77. ↑ (Ingelesez) University, Yonsei. «New evidence shows that the key assumption made in the discovery of dark energy is in error» phys.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  78. ↑ (Ingelesez) Kang, Yijung; Lee, Young-Wook; Kim, Young-Lo; Chung, Chul; Ree, Chang Hee. (2020-01-20). «Early-type Host Galaxies of Type Ia Supernovae. II. Evidence for Luminosity Evolution in Supernova Cosmology» The Astrophysical Journal 889 (1): 8.  doi:10.3847/1538-4357/ab5afc. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  79. ↑ (Ingelesez) published, Chelsea Gohd. (2020-01-09). «Has Dark Energy Been Debunked? Probably Not.» Space.com (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  80. ↑ Sami, M.; Myrzakulov, R.. (2016-10-01). «Late-time cosmic acceleration: ABCD of dark energy and modified theories of gravity» International Journal of Modern Physics D 25 (12): 1630031.  doi:10.1142/S0218271816300317. ISSN 0218-2718. (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  81. ↑ (Ingelesez) Joyce, Austin; Lombriser, Lucas; Schmidt, Fabian. (2016-10-19). «Dark Energy Versus Modified Gravity» Annual Review of Nuclear and Particle Science 66 (1): 95–122.  doi:10.1146/annurev-nucl-102115-044553. ISSN 0163-8998. (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  82. ↑ (Ingelesez) Lombriser, Lucas; Lima, Nelson A.. (2017-02-10). «Challenges to self-acceleration in modified gravity from gravitational waves and large-scale structure» Physics Letters B 765: 382–385.  doi:10.1016/j.physletb.2016.12.048. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  83. ↑ (Ingelesez) Edinburgh, University of. «Quest to settle riddle over Einstein's theory may soon be over» phys.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  84. ↑ (Ingelesez) Rzetelny, Xaq. (2017-02-25). «Theoretical battle: dark energy vs. modified gravity» Ars Technica (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  85. ↑ (Ingelesez) Siegel, Ethan. «What Astronomers Wish Everyone Knew About Dark Matter And Dark Energy» Forbes (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).
  86. ↑ (Ingelesez) Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan. (2008-09-01). «Dark Energy and the Accelerating Universe» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 46 (1): 385–432.  doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  87. ↑ (Ingelesez) Scherrer, Lawrence M. Krauss, Robert J.. «The End of Cosmology?» Scientific American (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  88. ↑ Loeb, Abraham. (2002-01-23). «Long-term future of extragalactic astronomy» Physical Review D 65 (4): 047301.  doi:10.1103/PhysRevD.65.047301. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  89. ↑ (Ingelesez) Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J.. (2007-10-01). «The return of a static universe and the end of cosmology» General Relativity and Gravitation 39 (10): 1545–1550.  doi:10.1007/s10714-007-0472-9. ISSN 1572-9532. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  90. ↑ (Ingelesez) «Using Tiny Particles To Answer Giant Questions» NPR.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  91. ↑ (Ingelesez)
    1. author.fullName}. «'Cyclic universe' can explain cosmological constant» New Scientist (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  92. ↑ (Ingelesez) Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil. (2002-05-24). «A Cyclic Model of the Universe» Science 296 (5572): 1436–1439.  doi:10.1126/science.1070462. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  93. ↑ (Ingelesez) Merritt, David. (2017-02-01). «Cosmology and convention» Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics 57: 41–52.  doi:10.1016/j.shpsb.2016.12.002. ISSN 1355-2198. (Noiz kontsultatua: 2022-06-24).

Ikus gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Energia_ilun&oldid=9003589"(e)tik eskuratuta