¿Cómo calculan los científicos el porcentaje de energía oscura en el universo?

Hay (al menos) cuatro formas en que el contenido de energía oscura del universo influye en las cosas que podemos observar

1. El fondo cósmico de microondas se formó en el universo primitivo cuando los átomos (de hidrógeno) se formaron por primera vez y el universo se volvió transparente a la radiación que había dentro de él. Hay pequeñas fluctuaciones en el CMB que reflejan pequeñas diferencias en la densidad de las regiones dentro del universo en el momento de este "desacoplamiento" de radiación y materia. El tamaño (en términos de un ángulo en el cielo) de estas regiones ahora depende de la tasa subsiguiente de expansión del espacio y esto a su vez depende tanto de la cantidad de materia gravitante (que ralentiza la expansión inicial) como de la cantidad de energía oscura. (que acelera la expansión). Por lo tanto, en términos generales, el tamaño angular de las fluctuaciones (alrededor de 1 grado) en el CMB permite inferir la cantidad de energía oscura,

2. La expansión del universo también se puede rastrear usando velas estándar. Es decir, podemos medir el brillo de algo, inferir qué tan lejos debe estar y luego medir qué tan rápido se está alejando de nosotros. En un universo en desaceleración, que contiene solo materia gravitante, entonces la tasa de expansión habría sido mucho mayor en el pasado y se observaría en las velocidades de recesión de objetos más distantes que se ven como eran en el pasado lejano. Las observaciones de supernovas de tipo Ia (candelas estándar que surgen de las explosiones de enanas blancas con una masa casi fija y con una luminosidad máxima extremadamente constante) confunden esta expectativa. En cambio, parece que la expansión del universo se está acelerando y esto se atribuye a la energía oscura. Nuevamente, esta interpretación no es totalmente independiente de los otros parámetros cosmológicos.

3. La estructura a gran escala del universo depende tanto de la cantidad de materia gravitante (especialmente la materia oscura, que pudo comenzar a agruparse incluso antes de que la materia normal y la radiación se desacoplaran) como de la cantidad de energía oscura. Los modelos de cómo se forman los cúmulos de galaxias y las estructuras filamentosas en el universo sugieren que el rango y la escala de las estructuras que vemos hoy en el universo dependen en detalle de la naturaleza de la materia oscura, pero también de la naturaleza de la energía oscura. La comparación de estos modelos con las observaciones conduce a restricciones sobre la cantidad de energía oscura que debe haber.

4. En los años 80 y principios de los 90 hubo una especie de crisis en la cosmología. Si se mide la tasa de expansión actual del universo y se extrapola en el tiempo, se puede calcular hace cuánto tiempo ocurrió el big bang. Realizando este ejercicio asumiendo que la expansión del universo solo se estaba desacelerando con el tiempo, debido a la materia que gravita dentro de él, resultó en una edad de alrededor de 10 mil millones de años. Sin embargo, ¡las estrellas más antiguas del universo parecían tener al menos 12 mil millones de años! La energía oscura resuelve este problema al permitir que la expansión se acelere con el tiempo después de un período inicial de desaceleración gravitacional. Una extrapolación basada en la tasa de expansión actual conduce a una edad demasiado joven. En cambio, una edad extrapolada revisada para el universo, incluida la energía oscura, es 13.

Poner todas estas cosas juntas conduce a la llamada "concordancia" o modelo Lambda-CDM para el universo (ver imagen, adaptada de Kowalski et al. 2008 ). Esto postula que el 68% de la densidad de energía total en el universo está en forma de "energía oscura", lo que hace que la expansión del universo se acelere.