Cosmologia - Energia Escura
A área de Energia Escura é uma área muito cinza na astronomia porque é um parâmetro livre em todas as equações, mas não há uma ideia clara do que exatamente é.
Começaremos com as equações de Friedmann,
$$ \ left (\ frac {\ dot {a}} {a} \ right) ^ 2 = \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho - \ frac {k \ ast c ^ 2} {a ^ 2} $$
A maioria dos livros elementares sobre cosmologia, todos eles começam descrevendo a energia escura deste episódio que antes da observação de Hubble, o universo é fechado e estático.
Agora, para o universo ser estático no lado direito, ambos os termos devem corresponder e devem ser zero, mas se o primeiro termo for maior que o segundo termo, então o universo não será estático, então Einstein abandonou o parâmetro livre ∧ na equação de campo para tornar o universo estático, então ele argumentou que não importa o que o primeiro termo é comparado ao segundo termo, você sempre pode obter um universo estático se houver mais um componente na equação, que pode compensar a dis- correspondência entre esses dois termos.
$$ \ left (\ frac {\ dot {a}} {a} \ right) ^ 2 = \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho - \ frac {k \ ast c ^ 2} {a ^ 2} + \ frac {\ wedge} {3} $$
$$ \ left (\ frac {\ ddot {a}} {a} \ right) = - \ frac {4 \ pi G} {3} \ left (\ rho + \ frac {3P} {c ^ 2} \ direita) + \ frac {\ wedge} {3} $$
Onde $ P = \ rho \ ast c ^ 2/3 $ e $ \ wedge = \ rho \ ast c ^ 2 $ é o Parâmetro Cosmológico. (O sinal negativo é apenas por causa da atração)
Na equação acima (equação de aceleração) -
$ 3P / c ^ 2 $ é a pressão negativa devido à radiação,
$ -4 \ pi G / 3 $ é a atração devido à gravidade, e
$ \ wedge / 3 $ faz uma contribuição positiva.
O terceiro termo atua como uma força repulsiva porque outra parte da equação é atrativa.
O significado físico da equação é que ˙a = 0porque não havia nenhuma evidência que mostrasse que o universo está se expandindo. E se esses dois termos não corresponderem um ao outro, então é melhor adicionar um componente e dependendo do deslocamento, sempre podemos alterar o valor do parâmetro livre.
Naquela época não havia explicação física sobre esses parâmetros cosmológicos, por isso quando a explicação do universo em expansão foi descoberta na década de 1920, onde Einstein imediatamente teve que jogar fora esta constante.
A explicação disso cosmological constant ainda está em uso porque explica uma versão diferente do universo, mas a definição dessa constante cosmológica, a forma de interpretação, mudou com o tempo.
Agora, o conceito dessa constante cosmológica foi trazido de volta à cosmologia por muitas razões. Uma das razões é que temos observações para densidade de energia de diferentes componentes do universo (bariônico, matéria escura, radiação), então sabemos qual é esse parâmetro. Observações independentes usandocosmic microwave background mostra que k = 0.
$$ CMB, k = 0 \: \ rho = \ rho_c = \ frac {3H_0 ^ 2} {8 \ pi G} \ approx 10 \: Hidrogênio \: átomos.m ^ {- 3} $$
Para k ser 0, $ \ rho $ deve ser igual a $ \ rho_c $, mas tudo o que sabemos se somarmos isso não resulta em 0, o que significa que há algum outro componente que mostra que é muito menor que $ \ rho_c $.
$$ \ rho = \ rho_b + \ rho_ {DM} + \ rho_ {rad} << \ rho_c $$
Mais uma evidência da energia escura vem do Type 1 Supernova Observationque ocorre quando a anã branca acrescenta a matéria e excede o limite de Chandrashekhar, que é um limite muito preciso (≈ 1,4M). Agora, toda vez que ocorre uma explosão de supernova tipo 1, temos a mesma massa, o que significa que a energia de ligação total do sistema é a mesma e a quantidade de energia de luz que podemos ver é a mesma.
É claro que a luz da supernova aumenta e depois desmaia, mas se você medir o brilho máximo, ele sempre será o mesmo, o que o torna um candidato padrão. Assim, com uma Supernova Tipo 1, usamos para medir o componente cosmológico do universo e os astrônomos descobriram que a supernova com alto desvio para o vermelho é 30% - 40% mais fraca do que a supernova com baixo desvio para o vermelho e pode ser explicado se houver -zero∧ prazo.
Em modelos cosmológicos DE (Dark Energy)é tratado como um fluido, o que significa que podemos escrever a equação de estado para ele. A equação de estado é a equação que conecta as variáveis como pressão, densidade, temperatura e volume de dois estados diferentes da matéria.
Dimensionalmente, vemos,
$$ \ frac {8 \ pi G} {3} \ rho = \ frac {\ wedge} {3} $$
$$ \ rho_ \ wedge = \ frac {\ wedge} {8 \ pi G} $$
Densidade de energia de DE,
$$ \ epsilon_ \ wedge = \ rho_ \ wedge \ ast c ^ 2 = \ frac {\ wedge c ^ 2} {8 \ pi G} $$
Parâmetro de densidade de energia escura,
$$ \ Omega_ \ wedge = \ frac {\ rho_ \ wedge} {\ rho_c} $$
$ \ Omega_ \ wedge $ é a densidade da energia escura em termos de densidade crítica.
$$ \ rho = \ rho_b + \ rho_ {DM} + \ rho_ \ wedge $$
Existem várias teorias sobre a energia escura, que está repelindo o universo e fazendo com que ele se expanda. Uma hipótese é que essa energia escura poderia ser uma densidade de energia do vácuo. Suponha que o próprio espaço esteja processando alguma energia e quando você conta a quantidade de matéria bariônica, matéria escura e a radiação dentro do volume unitário do espaço, você também está contando a quantidade de energia que está associada ao espaço, mas não está claro que a energia escura é realmente uma densidade de energia do vácuo.
Sabemos que a relação entre densidade e fator de escala para matéria escura e radiação são,
$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a ^ 3} $$
$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a ^ 4} $$
Temos o gráfico do fator de escala de densidade v / s. No mesmo gráfico, podemos ver que $ \ rho_ \ wedge $ é uma constante com a expansão do universo que não depende do fator de escala.
A imagem a seguir mostra a relação entre a densidade e o fator de escala.
‘ρ’ v/s ‘a’(fator de escala que está relacionado ao tempo) no mesmo gráfico, a energia escura é modelada como uma constante. Portanto, qualquer que seja a energia escura que medimos no universo atual, é uma constante.
Pontos para lembrar
Observações independentes usando radiação cósmica de fundo mostram que k = 0.
$ \ rho_ \ wedge $ é uma constante com a expansão do universo que não depende do fator de escala.
A gravidade também está mudando com o tempo, o que é chamado modified Newtonian dynamics.