mały|Szacowany udział ciemnej energii i ciemnej materii w całkowitym bilansie masy i energii obserwowalnego Wszechświata według wyników misji Planck: około 68,3% stanowi ciemna energia, 26,8% ciemna materia, a 4,9% zwykła materia barionowa.
Ciemna energia (ang. dark energy) to w kosmologii fizycznej nazwa hipotetycznego składnika lub efektywnego opisu zjawiska wprowadzanego do wyjaśnienia obserwowanego przyspieszenia rozszerzania się Wszechświata. W standardowym obrazie kosmologicznym nie oznacza ona zwykłej materii ani ciemnej materii, lecz gładki składnik o silnie ujemnym ciśnieniu, który na największych skalach wpływa na dynamikę kosmosu.
W modelu Lambda-CDM, będącym obecnie podstawowym modelem opisu ewolucji Wszechświata, ciemna energia odpowiada za dominującą część obecnej gęstości energii kosmosu. Dane misji Planck wskazują, że udział ten wynosi około 68%, podczas gdy na ciemną materię przypada około 27%, a na zwykłą materię około 5%. Dokładna natura ciemnej energii pozostaje jednak nieznana i stanowi jeden z głównych nierozwiązanych problemów współczesnej kosmologii.
Termin dark energy ukuł w 1998 roku amerykański kosmolog Michael Turner.
Charakterystyka Ciemna energia jest w standardowej kosmologii traktowana jako składnik prawie jednorodnie wypełniający przestrzeń. W przeciwieństwie do materii nie tworzy ona gęstych struktur takich jak galaktyki czy ich gromady, lecz ujawnia się przede wszystkim przez wpływ na tempo ekspansji Wszechświata.
Jej szczególna rola wiąże się z ogólną teorią względności, w której na ewolucję kosmosu wpływa nie tylko gęstość energii, ale także ciśnienie. Aby wyjaśnić obserwowane przyspieszenie ekspansji, składnik ten musi mieć ciśnienie dostatecznie ujemne, by w uśrednionym opisie kosmologicznym działał przeciwnie do przyciągania grawitacyjnego materii.
Najprostszym opisem takiego składnika jest stała kosmologiczna, czyli stała gęstość energii próżni. Rozważane są jednak także modele dynamiczne, w których ciemna energia zmienia się z czasem, na przykład modele kwintesencji oparte na polu skalarnym.
Równanie stanu W kosmologii własności ciemnej energii opisuje się często za pomocą parametru równania stanu , który wiąże ciśnienie z gęstością energii. Dla stałej kosmologicznej wartość ta wynosi dokładnie , natomiast w modelach dynamicznych może w zasadzie odbiegać od tej liczby i ewoluować w czasie.
Silnie ujemna wartość parametru sprawia, że ciemna energia nie tylko sprzyja przyspieszonej ekspansji, ale także osłabia tempo wzrostu struktur wielkoskalowych w późnym Wszechświecie. Obserwacje wskazują obecnie, że jej zachowanie jest zgodne, w granicach niepewności, z prostym przypadkiem , choć pytanie o ewentualną niewielką ewolucję tego parametru pozostaje otwarte.
W standardowej kosmologii gęstość materii maleje wraz z ekspansją w przybliżeniu jak , a gęstość promieniowania jeszcze szybciej, jak . Jeśli natomiast ciemna energia jest bliska stałej kosmologicznej, jej gęstość pozostaje niemal stała mimo rozszerzania się przestrzeni. Z tego powodu nie dominowała we wczesnym Wszechświecie, lecz stała się najważniejszym składnikiem dopiero w stosunkowo późnej epoce kosmicznej.
Historia pojęcia Idea składnika o własnościach zbliżonych do ciemnej energii ma wcześniejsze korzenie w historii kosmologii. Już Albert Einstein wprowadził do równań pola ogólnej teorii względności stałą kosmologiczną, by dopuścić model statycznego Wszechświata. Po odkryciu ekspansji kosmosu rozwiązanie to przez długi czas uznawano za zbędne, lecz pod koniec XX wieku wróciło ono do centrum zainteresowania jako najprostszy sposób opisu przyspieszonej ekspansji. Jeszcze przed odkryciem z 1998 roku pojawiały się też pojedyncze interpretacje danych obserwacyjnych sugerujące dodatni człon , jak w pracy Paála, Horvátha i Lukácsa z 1992 roku.
Przełom nastąpił w 1998 roku, gdy dwa niezależne zespoły badające odległe supernowe typu Ia ogłosiły wyniki wskazujące, że ekspansja Wszechświata nie zwalnia, lecz przyspiesza. Odkrycie to zostało później wyróżnione Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki za 2011 rok, przyznaną za wykazanie przyspieszonej ekspansji Wszechświata na podstawie obserwacji odległych supernowych. Wkrótce potem pojęcie ciemnej energii weszło na stałe do słownika współczesnej kosmologii. Już w pierwszych latach XXI wieku obraz ten wzmacniały niezależne wyniki z mikrofalowego promieniowania tła i wielkoskalowego rozkładu galaktyk. Analizy danych z eksperymentów BOOMERanG i MAXIMA oraz z przeglądu 2dF Galaxy Redshift Survey wskazywały na geometrię bliską płaskiej i udział materii rzędu 30% gęstości krytycznej, co wspierało model wymagający dodatkowego gładkiego składnika energii.
Przesłanki obserwacyjne Istnienie ciemnej energii nie zostało wykazane bezpośrednio laboratoryjnie. Wniosek o jej istnieniu wynika z dopasowania modeli kosmologicznych do kilku niezależnych klas obserwacji.
Supernowe typu Ia Pierwszą mocną przesłanką były obserwacje odległych supernowych typu Ia, używanych jako świece standardowe. Ich zastosowanie w kosmologii opiera się na tym, że po odpowiedniej standaryzacji jasności można porównywać ich obserwowaną jasność z przesunięciem ku czerwieni i w ten sposób odtwarzać historię ekspansji Wszechświata. Porównanie tych wielkości wykazało, że odległe supernowe są słabsze, niż oczekiwano w modelach bez późnego przyspieszenia ekspansji. Najprostsza interpretacja tego wyniku mówi, że w późnej historii kosmicznej tempo rozszerzania się Wszechświata zaczęło rosnąć.
Późniejsze, większe programy obserwacyjne potwierdziły ten obraz. Wyniki projektu Supernova Legacy Survey wskazywały, że średnie własności ciemnej energii są zgodne z opisem bardzo bliskim stałej kosmologicznej, a analiza Pantheon+ pozostaje spójna z płaskim modelem Lambda-CDM, w którym około dwie trzecie całkowitej gęstości energii przypada na ciemną energię.
Mikrofalowe promieniowanie tła i wielkoskalowa struktura Niezależne ograniczenia pochodzą z obserwacji mikrofalowego promieniowania tła, barionowych oscylacji akustycznych oraz rozkładu materii w kosmosie. Zestawienie tych danych wskazuje, że zwykła materia i ciemna materia nie wystarczają do wyjaśnienia obserwowanej prawie płaskiej geometrii Wszechświata i jego historii ekspansji.
Wcześniejsze precyzyjne analizy WMAP, a następnie wyniki misji Planck, doprecyzowały parametry modelu standardowego, wzmacniając obraz kosmosu zdominowanego obecnie przez ciemną energię. Dodatkowego, niezależnego potwierdzenia dostarczyły także pomiary barionowych oscylacji akustycznych w przeglądzie WiggleZ, które dla przesunięcia ku czerwieni około były zgodne z przyspieszoną ekspansją i poprawiały ograniczenia na parametr stanu ciemnej energii.
Inne metody Dodatkowych ograniczeń dostarczają badania słabego soczewkowania grawitacyjnego, przeglądy gromad galaktyk oraz pomiary tempa ekspansji jako funkcji epoki kosmicznej. Zasadniczo wszystkie te metody badają ten sam problem z różnych stron: jak szybko rozszerzał się Wszechświat oraz jak rosły w nim struktury wielkoskalowe. Ważnym przykładem takich współczesnych analiz są wyniki projektu Dark Energy Survey, który przez łączenie danych o grupowaniu galaktyk, słabym soczewkowaniu i liczebnościach gromad dostarczył dalszych ograniczeń na parametry kosmologiczne i własności ciemnej energii.
Do niezależnych testów należą też korelacje między anizotropiami mikrofalowego promieniowania tła a wielkoskalową strukturą materii, interpretowane jako późny zintegrowany efekt Sachsa-Wolfe’a. W płaskim Wszechświecie taki sygnał jest oczekiwany właśnie wtedy, gdy późna ekspansja jest zdominowana przez składnik podobny do ciemnej energii.
Coraz większe znaczenie mają również pomiary parametru Hubble’a metodą tak zwanych kosmicznych chronometrów, które pozwalają śledzić historię ekspansji bardziej bezpośrednio niż metody oparte na całkach od . Dane tego typu są wykorzystywane jako uzupełnienie obserwacji supernowych i barionowych oscylacji akustycznych przy testowaniu modeli ciemnej energii. Metodę tę stosowano także do ograniczania bardziej konkretnych klas modeli, w tym holograficznych modeli ciemnej energii i wybranych scenariuszy modyfikowanej grawitacji.
Główne interpretacje Stała kosmologiczna Najprostszą możliwością jest utożsamienie ciemnej energii z dodatnią stałą kosmologiczną . W takim ujęciu odpowiada ona stałej w czasie gęstości energii próżni i ma równanie stanu bardzo bliskie . Jest to rozwiązanie najprostsze formalnie i zgodne z dużą częścią obecnych danych obserwacyjnych.
W wielu ujęciach teoretycznych stała kosmologiczna jest interpretowana jako makroskopowy skutek energii próżni kwantowej, lecz właśnie ta interpretacja prowadzi do jednego z najtrudniejszych problemów współczesnej fizyki teoretycznej. Tak zwany problem stałej kosmologicznej polega na tym, że proste oszacowania z kwantowej teorii pola dają wartość energii próżni dramatycznie większą od tej, którą sugerują obserwacje kosmologiczne.
Modele dynamiczne Alternatywą są modele, w których ciemna energia nie jest stała, lecz odpowiada zmiennemu w czasie polu, najczęściej skalarnemu. Najbardziej znaną klasą takich modeli jest kwintesencja. W takim podejściu efektywna gęstość energii i równanie stanu mogą zmieniać się podczas ewolucji kosmosu.
W prostych modelach kwintesencji przyspieszenie ekspansji wynika z energii potencjalnej bardzo lekkiego pola skalarnego. Zaletą tej klasy modeli jest to, że dopuszcza ona ewolucję w czasie, zamiast z góry zakładać idealnie stałą gęstość energii próżni. Część takich konstrukcji ma tak zwane rozwiązania śledzące, w których gęstość odpowiedniego pola przez długi czas podąża za dominującym składnikiem kosmosu, a dopiero później zaczyna zachowywać się jak ciemna energia.
Rozważano również bardziej egzotyczne warianty, takie jak modele fantomowe, w których efektywny parametr stanu spada poniżej , oraz scenariusze przejścia przez granicę , czasem opisywane nazwą „quintom”. Takie modele są interesujące fenomenologicznie, ale zwykle wymagają ostrożnej interpretacji fizycznej i bardziej złożonych założeń teoretycznych.
Inny nurt obejmuje modele sprzężonej ciemnej energii, w których ciemna energia oddziałuje z ciemną materią lub, słabiej, z materią barionową. Tego rodzaju scenariusze bada się zarówno w kosmologii obserwacyjnej, jak i w kontekście testów pośrednich, lecz obecne dane silnie ograniczają dopuszczalną siłę takich sprzężeń. Podejmowano także laboratoryjne próby bezpośredniego wykrycia sił wiązanych z ciemną energią, ale jak dotąd nie przyniosły one dodatniego wyniku.
W praktyce porównywanie modeli z danymi często prowadzi się nie przez wybór jednej konkretnej teorii fundamentalnej, lecz przez parametryzację równania stanu, na przykład w postaci CPL, pozwalającej opisać możliwą zmianę wraz z ekspansją Wszechświata. W literaturze proponowano także inne popularne parametryzacje, między innymi modele Jassala-Bagli-Wadha oraz Wettericha, służące do testowania, czy obserwacje preferują prostą stałą kosmologiczną, czy raczej łagodnie zmienne zachowanie ciemnej energii.
Rozważano też liczne inne warianty, obejmujące sprzężenie ciemnej energii z materią, modyfikacje grawitacji oraz modele, w których obserwowany efekt wynika nie z nowego składnika energii, lecz z ograniczeń standardowego opisu grawitacji na skalach kosmologicznych. Część nowszych prac analizuje również tak zwaną kosmologiczną sprzężoność czarnych dziur, w której ewolucja ich masy miałaby naśladować składnik o własnościach zbliżonych do ciemnej energii. Jest to jednak propozycja wyraźnie spekulatywna i pozostająca przedmiotem sporów, ponieważ nie wykazano, by wyjaśniała pełny zestaw danych równie dobrze jak standardowy opis z ciemną energią.
Aktualny stan badań