thumb|375px|Según estimaciones, resumíes nesti gráficu de la NASA, alredor del 70 % del conteníu enerxético del universu consiste en enerxía escuro, que la so presencia inferir nel so efeutu sobre la espansión del universu pero sobre que la so naturaleza última desconozse cuasi tou. miniaturadeimagen|375x375px|Evolución espacio-temporal del universu.
En cosmoloxía física, la enerxía escuro ye una forma d'enerxía que taría presente en tol espaciu, produciendo una presión que tiende a acelerar la espansión del universu, resultando nuna fuercia gravitacional repulsiva. Considerar la esistencia de la enerxía escuro ye la manera más frecuente d'esplicar les observaciones recién de que l'Universu paez tar n'espansión acelerada. Nel modelu estándar de la cosmoloxía, la enerxía escuro apurre cuasi trés cuartes partes de la masa-enerxía total del universu.
Temes rellacionaes cola enerxía escuro son la constante cosmolóxica, una enerxía de densidá constante qu'enllena l'espaciu en forma homoxénea, la teoría cuántica de campos y la quintaesencia, como campos dinámicos que la so densidá d'enerxía puede variar nel tiempu y l'espaciu. Ello ye que les contribuciones de los campos esguilares que son constantes nel espaciu de normal tamién s'inclúin na constante cosmolóxica. Piénsase que la constante cosmolóxica aniciar na enerxía del vacíu. Los campos esguilares que camuden col espaciu son difíciles d'estremar d'una constante cosmolóxica porque los cambeos pueden ser desaxeradamente lentos.
Pa estremar ente dambes precisen midíes bien precises de la espansión del universu, pa ver si la velocidá d'espansión camuda col tiempu. La tasa d'espansión ta parametrizada pola ecuación d'estáu. La midida de la ecuación estáu de la enerxía escuro ye unu de los mayores retos d'investigación actual de la cosmoloxía física.
Añadir la constante cosmolóxica a la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduz al modelu Lambda-CDM, que se conoz como "modelu estándar" de cosmoloxía por cuenta de la so coincidencia precisa coles observaciones.
Nun se debe confundir la enerxía escuro cola materia escuro, yá que, anque dambes formen la mayor parte de la masa del universu, la materia escuro ye una forma de materia, ente que la enerxía escuro acomuñar a un campu qu'ocupa tol espaciu.
Información sopelexada apocayá basada nel trabayu realizáu pola nave espacial Planck sobre la distribución del universu, llogró una estimación más precisa d'esta en 68,3 % d'enerxía escuro, un 26,8 % de materia escuro y un 4,9 % de materia ordinario.
Historia La constante cosmolóxica foi propuesta per primer vegada por Albert Einstein como un mediu pa llograr una solución estable de la ecuación del campu d'Einstein que llevaría a un universu estáticu, utilizándola pa compensar la gravedá. El mecanismu non solo foi un exemplu pocu elegante de "axuste finu", pos llueu se demostró que l'universu estáticu d'Einstein sería inestable porque les heteroxeneidaes locales finalmente conduciríen a la espansión ensin control o a la contraición del universu. L'equilibriu ye inestable: si l'universu espándese llixeramente, entós la espansión llibera la enerxía del vacíu, que causa inda más espansión. De la mesma manera, un universu que se contraer llixeramente va siguise contrayendo.
Estos tipos de perturbaciones son inevitables, por cuenta de la distribución irregular de materia nel universu. Les observaciones realizaes por Edwin Hubble demostraron que l'universu ta espandiéndose y que nun ye estáticu n'absolutu. Einstein referir al so fallu pa predicir un universu dinámicu, en contraste a un universu estáticu, como "el so gran error". Dempués d'esta declaración, la constante cosmolóxica foi inorada mientres enforma tiempu como un interés históricu.
Alan Guth propunxo nos años 1970 qu'un campu de presión negativa, similar en conceutu a la enerxía escuro, podría conducir a la inflación cósmica nel universu preprimigenio. La inflación postula que delles fuercies repulsivas, cualitativamente similares a la enerxía escuro, dan como resultáu una enorme y esponencial espansión del universu pocu dempués del Big Bang. Tal espansión ye una carauterística esencial de munchos modelos actuales del Big Bang. Sicasí, la inflación tien qu'asoceder a una enerxía muncho más alta que la enerxía escuro que reparamos güei y piénsase que terminó dafechu cuando l'universu solo tenía una fracción de segundu. Nun ta claru qué rellación (si hai dalguna), esiste ente la enerxía escuro y la inflación. Inclusive dempués de que los modelos inflacionarios fueren aceptaos, la constante cosmolóxica piénsase que ye irrelevante nel universu actual.
El términu "enerxía escuro" foi acuñáu por Michael Turner en 1998.La primer mención del términu "enerxía escura" ta nel artículu con otros cosmólogos y estudiantes de Turner del momentu, Draguen Huterer, "Prospeutos pa Probar la Enerxía escura al traviés de Midíes de Distancia a Supernoves", que foi xubíu a ArXiv.org n'agostu de 1998 y publicáu en Physical Review D en 1999 (Huterer y Turner, Phys. Rev. D 60, 081301 (1999)). Nesi tiempu, el problema de la masa perdío de la nucleosíntesis primordial y la estructura del universu a gran escala foi establecida y dellos cosmólogos empezaren a teorizar qu'había un componente adicional nel nuesu universu. La primer prueba direuta de la enerxía escuro provieno de les observaciones de l'aceleración de la velocidá d'espansión del universu por aciu l'estudiu de supernoves tipu Ia por Adam Riess et al. y confirmada dempués en Saul Perlmutter et al. Esto dio como resultáu'l modelu Lambda-CDM, qu'hasta 2006 yera consistente con una serie d'observaciones cosmolóxiques rigorosamente crecientes, les postreres de 2005 de la Supernova Legacy Survey. Les primeres resultaos de la SNLS revelaron que'l comportamientu mediu de la enerxía escuro pórtase como la constante cosmolóxica d'Einstein con una precisión del 10 %. Los resultaos del Hubble Space Telescope Higher-Z Team indiquen que la enerxía escuro tuvo presente mientres siquier 9000 millones d'años y mientres el periodu precedente a l'aceleración cósmica.
Descubrimientu de la enerxía escuro En 1998 les observaciones de supernoves de tipu 1a bien alloñaes, realizaes per parte del Supernova Cosmology Project nel Llaboratoriu Nacional Lawrence Berkeley y el High-z Supernova Search Team, suxirieron que la espansión del Universu taba acelerándose. De magar, esta aceleración confirmóse por delles fontes independientes: midíes de la radiación de fondu de microondes, les lentes gravitacionales, nucleosíntesis primixenia d'elementos llixeros y la estructura a gran escala del universu, según una meyora nes midíes de les supernoves fueron consistentes col modelu Lambda-CDM.
Les supernoves de tipu 1a apurren la principal prueba direuta de la esistencia de la enerxía escuro. Según a la llei de Hubble, toles galaxes alloñaes allóñense aparentemente de la Vía Láctea, amosando un desplazamientu en candia nel espectru lluminosu debíu al efeutu Doppler. La midida del factor d'escala nel momentu que la lluz foi emitida dende un oxetu llógrase fácilmente midiendo'l fana en candia del oxetu en recesión. Esti desplazamientu indica la edá d'un oxetu alloñáu de forma proporcional, pero non absoluta. Por casu, estudiando l'espectru d'un quasar puede sabese si formóse cuando l'universu tenía un 20 % o un 30 % de la edá actual, pero nun puede sabese la edá absoluta del universu. Pa ello ye necesariu midir con precisión la espansión cosmolóxica. El valor que representa esta espansión na actualidá denominar constante de Hubble. Pa calcular esta constante utilizar en cosmoloxía les candeles estándar, que son determinaos oxetos astronómicos cola mesma magnitú absoluta, que ye conocida, de tal manera que ye posible rellacionar el rellumu reparáu, o magnitú aparente, cola distancia. Ensin les candeles estándar, ye imposible midir la rellación fana en candia-alloña de la llei de Hubble. Les supernoves tipu 1a son una d'eses candeles estándar, por cuenta de la so gran magnitú absoluta, lo que fai posible que puedan reparase inclusive nes galaxes más alloñaes. En 1998 delles observaciones d'estes supernoves en galaxes bien alloñaes (y, poro, nueves) demostraron que la constante de Hubble nun ye tal, sinón que'l so valor varia col tiempu. Hasta esi momentu pensábase que la espansión del universu taba frenándose por cuenta de la fuercia gravitatoria; sicasí, afayóse que se taba acelerando, polo que tenía d'esistir dalgún tipu de fuercia qu'acelerara l'universu.
La consistencia en magnitú absoluta pa supernoves tipu 1a vese favorecida pol modelu d'una estrella nana blanca vieya que gana masa d'una estrella compañera y crez hasta algamar el llende de Chandrasekhar definíu de manera precisa. Con esta masa, la nana blanca ye inestable ante fugues termonucleares y esplota como una supernova tipu 1a con un rellumu carauterísticu. El rellumu reparáu de la supernova píntase frente a la so fana en candia y esto utilízase pa midir la hestoria de la espansión del universu. Estes observaciones indiquen que la espansión del universu nun se ta desacelerando, como sería d'esperar pa un universu apoderáu por materia, sinón más bien acelerándose. Estes observaciones esplíquense suponiendo qu'esiste un nuevu tipu d'enerxía con presión negativa.
La esistencia de la enerxía escuro, comoquier, ye necesaria pa reconciliar la xeometría midida del espaciu cola suma total de materia nel universu. Les midíes de la radiación de fondu de microondes más recién, realizaes pol satélite WMAP, indiquen que l'universu ta mui cerca de ser planu. Por que la forma del universu seya plana, la densidá de masa/enerxía del universu tien que ser igual a una cierta densidá crítica. Posteriores observaciones de la radiación de fondu de microondes y de la proporción d'elementos formaos nel Big Bang (Gran esplosión) punxeron una llende a la cantidá de materia bariónica y materia escuro que puede esistir nel universu, que cunta solo'l 30 % de la densidá crítica. Esto implica la esistencia d'una forma d'enerxía adicional que cunta'l 70 % de la masa enerxía restante. Estos estudios indiquen que'l 73 % de la masa del Universu ta formáu pola enerxía escuro, un 23 % ye materia escuro (materia escuro fría y materia escuro caliente) y un 4 % materia bariónica. La teoría de la estructura a gran escala del universu, que determina la formación d'estructures nel universu (estrelles, quasars, galaxes y agrupaciones galáctiques), tamién suxer que la densidá de materia nel universu ye solo'l 30 % de la densidá crítica.
Esperimentos diseñaos pa probar la esistencia de la enerxía escuro El más conocíu ye'l Sistema de Detección Integráu Sachs-Wolfe, escurríu en 1996 por dos investigadores canadianos y utilizáu per primer vegada en 2003; propunxeron buscar estos pequeños cambeos na enerxía de la lluz comparando la temperatura de la radiación con mapes de galaxes nel universu llocal. De nun esistir la enerxía escuro, nun habría correspondencia ente los dos mapes (el de fondu de microondes cósmicu distante y el de la distribución de galaxes relativamente cercanu). Si esta esistiera, sicasí, podría reparase un interesáu fenómenu: los fotones del fondu cósmicu de microondes ganaríen enerxía —en cuenta de perdela— al pasar cerca de grandes mases. L'esperimentu ameyoró les sos resultaos gracies al equipu de Tommaso Giannantonio, quien probó la so esistencia con una certidume daqué mayor a cuatro sigmas.Tommaso Giannantonio (LMU Munich & EXC), Robert Crittenden, Robert Nichol, Ashley J. Ross (ICG Portsmouth), "The significance of the integrated Sachs-Wolfe effect revisited", en Cosmology and Extragalactic Astrophysics, 10 de sept. de 2012, http://arxiv.org/abs/1209.2125
Naturaleza de la enerxía escuro