A energia escura é um componente misterioso do Universo que provoca a aceleração da sua expansão. Embora constitua a maior parte da densidade energética total do Universo, a sua natureza exata permanece uma das maiores questões em aberto na física e cosmologia modernas. Desde a sua descoberta no final da década de 1990, através da observação de supernovas distantes, a energia escura mudou a nossa compreensão da evolução cósmica e impulsionou intensas investigações tanto a nível teórico como observacional.
Neste artigo iremos analisar:
- Contexto histórico e constante cosmológica
- Evidências a partir de supernovas do tipo Ia
- Métodos adicionais: CMB e estrutura em grande escala
- A natureza da energia escura: ΛCDM e alternativas
- Discrepâncias observacionais e debates atuais
- Perspetivas futuras e experimentos
- Considerações finais
1. Contexto histórico e constante cosmológica
1.1 O "maior erro" de Einstein
1917, pouco depois da criação da Teoria Geral da Relatividade, Albert Einstein introduziu nas suas equações de campo [1] a chamada constante cosmológica (Λ). Na altura, prevalecia a crença numa Universo estático e eterno. Einstein adicionou Λ para equilibrar a força gravitacional em escala cósmica e assim garantir uma solução estática. Contudo, em 1929, Edwin Hubble demonstrou que as galáxias se afastam de nós, o que indicava um Universo em expansão. Mais tarde, Einstein, acreditando que Λ não era mais necessária para um Universo em expansão, chamou-lhe o seu "maior erro".
1.2 Primeiras indicações de uma Λ não nula
Apesar do pesar de Einstein, a ideia da constante cosmológica não nula não foi esquecida. Nas décadas seguintes, os físicos consideraram-na no contexto da teoria quântica de campos, onde a energia do vácuo pode contribuir para a densidade de energia do próprio espaço. No entanto, até ao final do século XX não havia uma base observacional sólida para acreditar que a expansão do Universo estava a acelerar. Por isso, Λ permaneceu mais como uma possibilidade intrigante do que como um fenómeno firmemente comprovado.
2. Evidências a partir das supernovas do tipo Ia
2.1 Universo acelerado (década de 1990)
No final da década de 1990, dois grupos independentes — o High-Z Supernova Search Team e o Supernova Cosmology Project — mediram as distâncias de supernovas do tipo Ia distantes. Estas supernovas são consideradas "velas padrão" (mais precisamente, velas padronizadas), pois a sua luminosidade intrínseca pode ser determinada a partir das curvas de luz.
Os cientistas esperavam que a expansão do Universo estivesse a abrandar devido à gravidade. No entanto, verificou-se que as supernovas distantes são mais fracas do que o esperado — o que significa que estão mais longe do que o modelo de desaceleração previa. Conclusão surpreendente: a expansão do Universo está a acelerar [2, 3].
Conclusão principal: Deve existir uma força de repulsão semelhante a uma força "antigravitacional" que supera a desaceleração cósmica — hoje amplamente designada por energia escura.
2.2 Reconhecimento do Prémio Nobel
Estas descobertas, que mudaram a nossa compreensão do Universo, levaram a que o Prémio Nobel da Física de 2011 fosse atribuído a Saul Perlmutter, Brian Schmidt e Adam Riess pela descoberta da aceleração do Universo. Assim, a energia escura passou, num curto espaço de tempo, de uma hipótese teórica a um componente essencial do modelo cosmológico.
3. Métodos adicionais: FCM e estrutura em grande escala
3.1 Fundo cósmico de micro-ondas (FCM)
Pouco depois da descoberta das supernovas, experimentos com balões de ar, como o BOOMERanG e o MAXIMA, e mais tarde as missões por satélite WMAP e Planck, forneceram medições muito precisas do fundo cósmico de micro-ondas (FCM). Os dados destas observações indicam que o Universo é quase espacialmente plano, ou seja, o parâmetro da densidade de energia total é Ω ≈ 1. No entanto, tanto a matéria bariônica como a matéria escura constituem apenas cerca de Ωm ≈ 0.3.
Implicação: Quando Ωtotal = 1, deve existir um componente que preencha a parte restante — a energia escura, que constitui cerca de ΩΛ ≈ 0.7 [4, 5].
3.2 Oscilações Acústicas Bariônicas (BAO)
As Oscilações Acústicas Bariônicas (BAO) na distribuição das galáxias são outro método independente para estudar a expansão do Universo. Comparando a escala observada destas "ondas sonoras" na estrutura em grande escala a diferentes deslocamentos para o vermelho, os astrónomos podem reconstruir como a expansão evoluiu ao longo do tempo. Grandes levantamentos do céu como o SDSS (Sloan Digital Sky Survey) e o eBOSS confirmam as conclusões das supernovas e do CMB: o Universo é dominado pela energia escura, que impulsiona a expansão acelerada em épocas recentes [6].
4. A natureza da energia escura: ΛCDM e alternativas
4.1 Constante cosmológica
O modelo mais simples de energia escura é a constante cosmológica Λ. Neste modelo, a energia escura é uma densidade de energia constante que preenche todo o espaço. Isto implica um parâmetro de equação de estado w = p/ρ = −1, onde p é a pressão e ρ a densidade de energia. Este componente provoca naturalmente uma expansão acelerada. O modelo ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter) é o modelo cosmológico dominante, combinando matéria escura fria (CDM) e energia escura (Λ).
4.2 Energia escura dinâmica
Apesar do sucesso, Λ levanta várias dificuldades teóricas, especialmente o problema da constante cosmológica, em que a teoria quântica de campos prevê uma densidade de energia do vácuo muito maior do que a observada. Isto levou à consideração de teorias alternativas:
- Quintessência (Quintessence): campo escalar que evolui lentamente, cuja densidade de energia varia com o tempo.
- Energia fantasma (Phantom Energy): campo com w < −1.
- k-essência (k-essence): generalização da quintessência com termos cinéticos não canónicos.
4.3 Gravidade modificada
Alguns cientistas, em vez de reconhecerem um novo componente de energia, propõem modificar a gravidade em grandes escalas, por exemplo, aplicando teorias f(R), modelos de brananas DGP ou outras extensões da Teoria da Relatividade Geral. Embora tais modelos por vezes consigam imitar o efeito da energia escura, têm de ser compatíveis com rigorosos testes gravitacionais em escalas locais e com dados sobre a formação de estruturas, lente gravitacional e outras observações.
5. Discrepâncias observacionais e debates atuais
5.1 Tensão da constante de Hubble
À medida que os métodos de medição da constante de Hubble (H0) melhoraram, surgiu uma discrepância. Com base nos dados do satélite Planck (extrapolando do CMB segundo ΛCDM), H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, enquanto os métodos de medição locais (em inglês, distance ladder) (por exemplo, o projeto SH0ES) encontram H0 ≈ 73. Esta discrepância de cerca de 5σ pode indicar nova física no setor da energia escura ou outros pormenores não incluídos no modelo padrão [7].
5.2 Efeito de cisalhamento cósmico e crescimento das estruturas
Estudos de lente gravitacional fraca (em inglês, weak lensing), destinados a investigar a estrutura em grande escala do Universo, por vezes mostram pequenos desvios das previsões ΛCDM obtidas a partir dos parâmetros KMF. Embora esses desvios não sejam tão evidentes como a tensão na constante de Hubble, ainda assim incentivam considerações sobre possíveis correções na física da energia escura ou dos neutrinos, bem como sobre a sistemática na análise dos dados.
6. Perspetivas futuras e experimentos
6.1 Projetos espaciais futuros
Euclid (ESA): destinado a realizar medições em larga escala das formas e espectros das galáxias, para melhor restringir a equação de estado da energia escura e a formação da estrutura em grande escala.
Telescópio espacial Nancy Grace Roman (NASA): realizará imagens e espectroscopia de campo amplo, estudando BAO e lente gravitacional fraca com uma precisão sem precedentes.
6.2 Observações terrestres
Observatório Vera C. Rubin (Legacy Survey of Space and Time, LSST): criará um mapa de bilhões de galáxias, medirá sinais de lente fraca e indicadores de supernovas até profundidades nunca antes alcançadas.
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument): irá fixar medições extremamente precisas dos deslocamentos para o vermelho de milhões de galáxias e quasares.
6.3 Quebras teóricas
Os físicos continuam a aprofundar os modelos de energia escura — especialmente as teorias do tipo quintessência, que permitem um w(z) variável. Tentativas de unir a gravidade e a mecânica quântica (teoria das cordas, gravidade quântica em loop, etc.) podem ajudar a compreender melhor a energia do vácuo. Qualquer desvio inequívoco de w = −1 seria uma descoberta enorme, indicando leis fundamentais da física verdadeiramente novas.
7. Considerações finais
Mais de 70% da energia do Universo parece ser composta por energia escura, mas ainda não temos uma resposta definitiva sobre o que é. Desde a constante cosmológica de Einstein até aos surpreendentes resultados das supernovas de 1998 e às medições contínuas e precisas da estrutura cósmica — a energia escura tornou-se uma parte essencial da cosmologia do século XXI e uma potencial porta de entrada para descobertas revolucionárias na física.
Para compreender a energia escura ilustra perfeitamente como a precisão das observações mais recentes e a perspetiva teórica se entrelaçam. Assim que os novos telescópios e experimentos começarem a fornecer dados ainda mais detalhados — desde supernovas cada vez mais distantes até mapas detalhados de galáxias e medições de KMF especialmente precisas — a ciência estará à beira de novas descobertas significativas. Quer a resposta seja uma simples constante cosmológica, um campo escalar dinâmico ou uma gravidade modificada, resolver o enigma da energia escura mudará irreversivelmente a nossa compreensão do Universo e da natureza fundamental do espaço-tempo.
Ligações e leitura adicional
Einstein, A. (1917). “Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie.” Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften, 142–152.
Riess, A. G., et al. (1998). “Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant.” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
Perlmutter, S., et al. (1999). “Measurements of Ω and Λ from 42 High-Redshift Supernovae.” The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
de Bernardis, P., et al. (2000). “A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation.” Nature, 404, 955–959.
Spergel, D. N., et al. (2003). “First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 148, 175–194.
Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large-Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
Riess, A. G., et al. (2019). “Large Magellanic Cloud Cepheid Standards Provide a 1% Foundation for the Determination of the Hubble Constant and Stronger Evidence for Physics beyond ΛCDM.” The Astrophysical Journal, 876, 85.
Fontes adicionais
Frieman, J. A., Turner, M. S., & Huterer, D. (2008). “Dark Energy and the Accelerating Universe.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 385–432.
Weinberg, S. (1989). “The Cosmological Constant Problem.” Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.
Carroll, S. M. (2001). “The Cosmological Constant.” Living Reviews in Relativity, 4, 1.
Desde medições do fundo cósmico de micro-ondas até observações de supernovas do tipo Ia e catálogos de deslocamentos para o vermelho das galáxias, há abundantes evidências de que a energia escura existe. No entanto, questões fundamentais — como a sua origem, se é realmente constante e como se enquadra na teoria quântica da gravidade — permanecem sem resposta. Resolver estes enigmas poderia abrir novos caminhos na física teórica e proporcionar uma compreensão mais profunda do Universo.