معمای انرژی تاریک

نوشین ناصری

علاقمند به پرسش‌گری و درک قصه پرمعنای عالم و هربار مواجهه با جهانی نو و حیرت‌آور

این مقاله به قلم آدام ریس (Adam G. Riess) برنده جایزه نوبل به خاطر کشف انبساط شتابدار کیهانی و استاد دانشگاه جانز هاپکینز، و ماریو لیویو (Mario Livio) اخترفیزیکدانی که چند دهه با تلسکوپ فضایی هابل کار کرده است نگاشته شده و در مجله معتبر Scientific American به چاپ رسیده است. این دو فیزیکدان در این مقاله تلاش می‌کنند بهترین پاسخ‌های موجود برای سؤالاتی ژرف پیرامون انرژی تاریک را تبیین کنند.

جهان هر لحظه در حال بزرگ­تر شدن است. کهکشان­‌ها از یکدیگر دور می‌شوند. خوشه‌­های کهکشانی از خوشه­‌های دیگر دور می­‌شوند و فضای خالیِ بین هر چیزی وسیع و وسیع­‌تر می‌­گردد. این موضوع از دهه 1920، زمانی که مشاهدات «ادوین هابل» و دیگران نشان داد که کیهان در حال انبساط است شناخته شده بود.

اما اخیراً، اخترشناسان دریافتند که این روند در حال سرعت گرفتن است –فضای انبساط جهان رو به افزایش است، به ­طوری که کهکشان­‌ها سریعتر از لحظه­ای قبل از یکدیگر دور می­‌شوند. این حقیقتی شگفت‌­انگیز است که در سال 1998 یکی از ما (ریس)، به همراه همکارانی که او با «برایان اِشمیت» از دانشگاه ملی استرالیا رهبری ­کرد، از طریق اندازه­‌گیری­ انفجارهای ابرنواختری دوردست، به آن پی بردند.

این کشف با یافته­‌های گروه دیگری با رهبری «سول پِرلمِتِر» از دانشگاه برکِلی کلفرنیا، با روشی مشابه که در همان سال منتشر شد سازگاری داشت. نتیجه گریزناپذیر بود – چیزی باعث می­شد سرعت انبساط جهان بیشتر شود. اما چه چیزی؟ ما نامِ «انرژی تاریک» را بر روی هر چیزی که منجر به نیروی دافعه‌­ای که ظاهراً جهان را از هم باز می‌کند می­‌نهیم.

پس از مطالعه این شرایط به مدت نزدیک به دو دهه، ماهیت فیزیکی انرژی تاریک همانند 18 سال پیش تقریبا مبهم باقی مانده است. در واقع، فقط به نظر می­‌رسد مشاهدات اخیر، با ارائه‌­ی نشانه­‌های ناسازگاری با نظریه‌های پیشرو اوضاع را بیشتر پیچیده می­کنند. ما با چندین معمای مهم روبرو هستیم:

• انرژی تاریک چیست؟
• چرا ثابت کیهان‌شناسی از پیش­‌بینی درست­‌ترین نظریه­‌ها نیز بسیار ضعیف‌­تر­ به نظر می‌­رسد (و هنوز به اندازه کافی قوی که بتوانیم آن را شناسایی کنیم)؟
• ماهیت انرژی تاریک برای آینده‌­ی جهان چه معنایی دارد؟
• و در نهایت، آیا خصوصیات عجیب انرژی تاریک دلالت بر این دارد که جهان ما ویژگی­‌هایش را به طور تصادفی کسب نموده است؟ – در واقع جهان ما تنها یکی از چند جهان پهناوری است که شامل نمونه­‌های بی‌شماری از کیهان است، هر کدام با ویژگی­‌ها و مقدار انرژی تاریک متفاوت؟

هجومی همه‌­جانبه برای شناخت ماهیت انرژی تاریک در جریان است و بواسطه‌­ی چندین پروژه­‌ی رصدخانه­‌ی جدید، چشم‌انداز روشنی برای پیشرفتی قریب­‌الوقوع وجود دارد. امیدواریم طی دهه‌­ی پیشِ­رو بتوانیم به این سوالات پاسخ دهیم و ماهیت شتاب کیهانی را دریابیم – یا به خود بقبولانیم که برخی اسرار را برای مدت نامعلوم حل نشده باقی بگذاریم.

انرژی تاریک چیست؟

دانشمندان چندین فرضیه مبنی بر اینکه که چه چیز ممکن است منجر به شتاب جهان ­شود دارند. کاندید اصلی برای انرژی تاریک از ماهیت فضای خالی نشأت می­‌گیرد. در فیزیک کوانتوم خلأ «هیچ» نیست – بلکه مملوء از جفت ذرات مجازی و پاد­ ذراتی است که خودبخود ظاهر شده و در کسری از ثانیه یکدیگر را از بین می‌­برند. این دریای جفت ذرات ناپایدار، هرچقدر هم که عجیب به نظر برسد حامل انرژی است و انرژی، دقیقا مثل جرم، می­‌تواند گرانش ایجاد کند.

بر خلاف جرم، انرژی بسته به اینکه فشارش مثبت یا منفی است، می­تواند هم گرانش جاذبه­‌ای و هم گرانش دافعه‌­ای ایجاد کند. انرژی خلأ در فضای خالی، بر اساس نظریه، می‌­بایست دارای فشاری منفی باشد لذا ممکن است منبع گرانش دافعه‌­ای باشد که منجر به انبساط شتابدار جهان می‌شود. این ایده معادل با «ثابت کیهان‌شناختی» است، گزاره‌­ای که اینشتین به معادلات نسبیت عام خود افزود که نشان­‌دهنده­‌ی چگالی انرژی ثابت در سرتاسر فضا است. همان‌طور که از نامش پیداست، این فرضیه اعتقاد دارد چگالی انرژی تاریک در تمام فضا و زمان ثابت است – متغیر نیست – شواهد اخترفیزیکی که تا بدین‌جا در اختیار داریم با اندکی اختلاف با تعریف ثابت کیهان­شناختی بهترین سازگاری را دارد.

از سوی دیگر، انرژی تاریک ممکن است یک میدان انرژی به نام «عنصر پنجم (اتر)» باشد که جهان را فرا می­‌گیرد، هر نقطه از فضا را مملوء از خاصیتی می­‌کند که کشش ناشی از گرانش را خنثی می­‌نماید. فیزیک‌دانان با میدان­‌ها آشنایی دارند – نیروهای معمولی الکترومغناطیس و گرانش از طریق میدان­‌ها عمل می­‌کنند (گرچه این‌ها از منابع موضعی ناشی می‌­شوند و در تمام فضا پخش نمی­‌گردند). اگر انرژی تاریک یک میدان باشد، ثابت نخواهد بود و ممکن است با گذر زمان تغییر کند. در این‌صورت، انرژی تاریک شاید زمانی قوی­‌تر یا ضعیف‌­تر از اکنون باشد و بتواند جهان را در زمان‌­های مختلف به طریقی متفاوت تحت تاثیر قرار دهد. به همین ترتیب، قدرت و تاثیر آن بر تحول جهان ممکن است در آینده تغییر یابد.

در نسخه­‌ی به اصطلاح میدان منجمدشونده ( freezing-field ) این ایده، انرژی تاریک با گذشت زمان کند و کند­تر تحول پیدا می­کند؛ در نسخه میدان ذوب شونده (thawing variant)، میدان ابتدا به کندی و سپس سریع‌تر تغییر می­‌کند. گزینه‌­ی سوم ممکن است شتاب کیهانی را توجیه نماید: انرژی تاریکی وجود ندارد، انبساط سریع کیهانی ماحصل فیزیکی است که در نظریه گرانش اینشتین (نسبیت عام) توضیح داده نشده، با کاستی همراه است. این امکان وجود دارد که در دورترین ساختارها، نظیر گستره­‌ای از خوشه­‌های کهکشانی یا کلِ جهان قابل مشاهده، قوانین گرانشی متفاوت از پیش­بینیِ نظریه عمل کند و گرانش به درستی رفتار نکند. فیزیکدانان چند پیشنهاد نظری جالب در این زمینه ارائه کرده‌­اند، اما هیچ نظریه‌­ی قائم بالذاتی که با تمام مشاهدات فعلی سازگار باشد وجود ندارد، لذا چنین می­‌نماید که در حال حاضر انرژی تاریک بر این گزینه سبقت می­‌جوید. (ایده­‌های قبلی، مانند این تصور که شتاب کیهانی نمودِ توزیع ناهمگونی از ماده در سراسر جهان است یا نتیجه­‌ی شبکه­‌ای از نواقص هندسی در ساختار فضا است، در حال حاضر تا حد زیادی اثبات شده است که با داده­‌های شهودی سازگار نیستند.)

چرا انرژی تاریک بسیار ضعیف است؟

هیچ یک از تعاریف پیشنهادی برای انرژی تاریک چندان رضایت‌بخش نیست. به عنوان مثال، ثابت کیهان‌شناختی پیش بینی می­کند که انرژی تاریک باید بسیار قوی­تر از آنچه که در عمل هست باشد. وقتی فردی به سادگی سعی می­کند انرژی­ همه­‌ی حالات کوانتومیِ احتمالی ناشی از دریایی از ذرات مجازی و پاد­ ذرات در خلاء را جمع بزند، مقداری به دست می‌آورد که بیش از 120 مرتبه بزرگتر از مقدار مشاهده شده است. در نظر گرفتن ایده­‌هایی از نظریات پیشنهادی مانند ابرتقارن – این تصور که هر ذره­‌ی شناخته شده­‌ای دارای ذره­‌ی همدم سنگین‌­تری است که ما هنوز کشف نکرده­‌ایم – تناقضات را تا حدودی کاهش می­‌دهد، اما تفاوت بین انرژی کل پیش­‌بینی شده و اندازه‌­گیری شده هنوز ده­‌ها مرتبه بزرگتر باقی می­‌ماند. بنابراین اگر انرژی تاریک با خلأ توصیف شود سوال این است چگونه این انرژی خلأ بسیار ناچیز شد؟ توصیف میدانیِ انرژی تاریک به ندرت در این زمینه بهتر عمل می­‌کند. نظریه­‌پردازان به سادگی فرض می­‌کنند (بدون توضیح خوبی در مورد چرایی این امر) که حداقل انرژی پتانسیل ناشی از میدانِ انرژی تاریک بسیار ناچیز است و تضمین می­‌کند که تنها مقدار کمی از انرژی تاریک در فضا منتشر می‌­شود. همچنین، این مدل‌ها مستلزم این هستند که به طور حیرت‌­آوری برهمکنش­‌هایِ حداقلی با هر چیز دیگری درجهان (به غیر از فشار گرانشی دافعه‌­ای آن) داشته باشند – خصوصیتی که توضیح آن دشوار است. طبیعتاً این حقایق، ادغام فرضیه‌­های میدان انرژی تاریک را با مدل‌های رایج فیزیک ذرات مشکل می­‌کند.

انرژی تاریک برای آینده­‌ی کیهان چه معنایی دارد؟

ویژگی­‌های انرژی تاریک سرنوشت نهایی جهان ما را تعیین می­‌کند. به عنوان مثال، اگر انرژی تاریک براستی همان انرژی فضای خالی (ثابت کیهان­‌شناختی) باشد، شتاب برای همیشه ادامه خواهد داشت و حدود یک تریلیون سال بعد، انبساط سبب می­‌شود تمام کهکشان­‌هایی که دورتر از نزدیکترین همسایگان راه شیری هستند (گروه محلی، که تا آن زمان با هم ادغام شده و یک کهکشان بیضوی بزرگ را تشکیل می‌دهند) با سرعتی بیش از سرعت نور از یکدیگر جدا شده و غیر قابل مشاهده شوند. حتی نور قدیمی ناشی از مه­‌بانگ– تابش پس­‌زمینه‌ی کیهانی (CMB) که تمام فضا را پر کرده است- به طول موجی بیش از اندازه کیهان قابل مشاهده اتساع پیدا می­‌کند و لذا غیر قابل مشاهده می­‌گردد. در این سناریو، ما تصادفاً در دوره‌­ی بسیار خوبی زندگی می­‌کنیم که هنوز بهترین دید ممکن را از جهان خود داریم.

از سوی دیگر، اگر انرژی تاریک انرژی خلاء نیست بلکه انرژی ناشی از برخی میدان­‌های ناشناخته است، پس آینده کاملاً شفاف است. بسته به نحوه شکل­‌گیری میدان، جهان سرانجام می­‌تواند انبساط را متوقف ساخته و شروع به فروپاشی کند، و در “مه‌­رمب” نهایی، شبیه همان‌جایی که مه‌­بانگ به وجود آمد، در خود فرو ریزد. یا جهان ممکن است به یک “مه­‌گسست” ختم شود، که در آن تمام ساختارهای پیچیده، از خوشه­‌های کهکشانی گرفته تا اتم­‌ها و هسته‌­های اتمی، می‌توانند تحت تأثیر انرژی تاریک قرار گرفته و از هم پاشیده ­شوند. و اولین سناریو، شتاب بی­‌وقفه به سمت مرگی سرد، نیز گزینه‌­ای برای میدان انرژی تاریک است. یک نظریه‌­ی جایگزین گرانش، اگر ضروری به نظر برسد، بسته به خصوصیات نظریه‌­ی تجدید­نظر شده به همین منوال نتایج مختلفی را ممکن می­‌سازد.

آیا ممکن است ما در یک چندجهانی زندگی کنیم؟

با تعریف ثابت کیهان‌­شناختی که منجر به مجموعه‌­ای نظری می­‌شود، مشکل نقطه­‌ضعف تبیین­‌ناپذیر آن مطرح می‌­شود. استیون واینبرگ، فیزیکدان  فقید دانشگاه تگزاس در آستن، با پی بردن به مشکل این ثابت حتی پیش از کشف انبساط شتابدار، الگوی جدیدی را پیشنهاد کرد – که در آن ثابت کیهان­‌شناختی به طور منحصربه‌­فرد از قوانین بنیادی فیزیک تعیین نمی‌­شود، بلکه یک متغیر تصادفی است که مقادیر متفاوتی را در بخش­‌های مختلف مجموعه­‌ی عظیمی از جهان­‌ها در بر می­‌گیرد – یک چندجهانی. برخی از جهان­‌ها ممکن است دارای ثابت کیهان‌شناختی بسیار بزرگتری باشند، اما در آنها نیروی دافعه­‌ی شتاب­‌دهنده آن‌قدر بزرگ است که ماده نمی­‌تواند برای تشکیل کهکشان­‌ها، سیارات و حیات درهم‌­آمیزد.

واینبرگ اینگونه استدلال می‌کند از آنجا که ما وجود داریم، بدیهی است که باید خود را در یکی از آن جهان­‌هایی بیابیم که می‌­تواند وجود ما را ممکن سازد – جهانی که به طور اتفاقی ثابت کیهان‌شناختی کوچکی داشته است. این ایده، که بیشتر توسط «الکساندر ویلِنکین» از دانشگاه تافتز، «مارتین ریس» از دانشگاه کمبریج، یکی از ما (لیویو) و دیگران مطرح شد، استدلال انسان­‌شناختی (آنتروپیک) نامیده می­‌شود. جدا از در نظرگرفتن انرژی تاریک، دلایل خوبی وجود دارد که ممکن است یک چندجهانی بوجود آید.

نظریه تورم کیهانی که تا حد زیادی پذیرفته شده است اشاره به این دارد که جهان در کسری از اولین ثانیه‌­ی خود به طرز شگفت‌­آوری متورم شده است. «ویلِنکین» و «آندری لیندِ» از دانشگاه استنفورد نشان داده‌­اند که با شروع تورم کیهانی، اساساً جلوگیری از وقوع دوباره و دوباره­‌ی آن غیرممکن است، در نتیجه مجموعه­­‌ی نامحدودی از جهان‌های حباب­ی یا “جهان‌های pocket” ایجاد می­‌شود که جدا از یکدیگر شکل می­‌گیرند و ممکن است خصوصیات بسیار متفاوتی داشته باشند. به نظر می­‌رسد چندجهانی نتیجه­‌ی نظریه­‌ی ریسمان نیز است، کاندیدی برای نظریه‌ای که تمام نیروهای طبیعت را متحد می­‌کند. محاسبات بر اساس نسخه­‌هایی از نظریه ریسمان به نام «نظریه‌­ی M» توسط «رافائل بوسو» و «جوزف پولچینسکی» مطرح شده نشان می­­‌دهد که ممکن است تا ۱۰^۵۰۰ فضازمان یا جهان مختلف وجود داشته باشد که هر یک با مقادیر متفاوتی برای ثابت‌­های طبیعت و حتی تعداد ابعاد فضا، مشخص می­‌شوند.

با این حال، حتی اشاره به ایده­‌ی چندجهانی، فشار خون برخی از فیزیکدانان را بالا می­‌برد. پذیرفتن این مفهوم دشوار و آزمایش آن دشوارتر به نظر می‌­رسد – شاید نشان‌دهنده پایان روش­‌های علمی کلاسیک به گونه‌­ای که ما می­‌شناسیم باشد. طبق روال گذشته این روش مستلزم آن است که فرضیه‌­ها مستقیماً با آزمایشات یا مشاهدات جدید قابل ­آزمون باشند. تاکنون، مفهوم چندجهانی چند پیش­‌بینی دارد که ممکن است منتج به آزمایش شود. به طور خاص، برخی مدل­‌های چندجهانی پیش‌­بینی می­‌کنند که شکل فضازمان دارای یک انحنای جزئی است که ممکن است با مشاهدات قابل تشخیص باشد. یک احتمال دیگر، گرچه چندان محتمل نیست، این است که نور تابش پس­‌زمینه‌­­ی کیهانی ممکن است شامل موج‌­هایی باشد که نشانه برخورد حباب دیگری با ما است.

یافتن پاسخ‌ها

بهترین راهی که برای آشکارسازی ماهیت انرژی تاریک می­‌دانیم، اندازه‌­گیری نسبت فشار آن (میزان تنش آن در فضا) به چگالی آن (چقدر از آن در مقدار مشخصی از فضا هست) است- ویژگی­‌ای که معادله­‌ی پارامتر حالت آن w نامیده می‌­شود. اگر انرژی تاریک انرژی خلاء (ثابت کیهان‌شناختی) باشد، پس w ثابت و برابر 1- خواهد بود. اگر انرژی تاریک ناشی از میدانی باشد که با گذشت زمان تغییر می­‌کند، ما امیدواریم که مقدار w آن را که متفاوت از 1- و در طول تاریخچه‌­ی کیهانی در حال تحول است، شناسایی کنیم.

از سوی دیگر اگر شتاب مشاهده شده، اصلاحِ نظریه‌­ی گرانش اینشتین در فواصل بسیار دور را ایجاب نماید، انتظار داریم یک ناسازگاری بین مقادیر w که در مقیاس‌‌های مختلف در جهان می­‌یابیم مشاهده کنیم. اخترشناسان روش‌های غیرمستقیم هوشمندانه‌ا­ی را برای اندازه‌­گیری فشار و چگالی انرژی تاریک ابداع کرده‌­اند. همانند کشش گرانشی دافعه‌­ای، انرژی تاریک یا گرانشِ اصلاح‌­شده، کشش گرانش معمول (که جرم را در جهان به سمت جرمی دیگر می­‌کشاند) را خنثی می‌­کند و از تشکیل ساختارهای بزرگ­‌مقیاس – یعنی خوشه­‌های کهکشانی – جلوگیری می­‌کند. بنابراین، با مطالعه چگونگی رشد خوشه­‌ها با گذر زمان، دانشمندان می­‌توانند دریابند که انرژی تاریک در بخش­‌های مختلف تاریخچه کیهانی چقدر قوی بوده است.

ما این کار را با مشاهده‌­ی اینکه چگونه جرمِ خوشه‌ها نور کهکشان­‌های پس‌­زمینه را در پشت آن‌ها، طی فرآیندی که به لنز گرانشی معروف است، دچار خمیدگی می‌­کند انجام می­‌دهیم. میزان خم‌­شدگی به ما می­‌گوید که خوشه‌­ها چقدر پرجرم هستند و با مشاهده این اثر برای خوشه­‌هایِ در فواصل مختلف، می­‌توانیم اندازه‌­گیری کنیم در ادوار مختلف کیهانی خوشه­‌ها عموماً چقدر جرم داشته­‌اند (به دلیل زمانی که طول می­‌کشد نور به ما برسد، نگاه به دوردست همانند نگاه به گذشته است).

ما همچنین می­‌توانیم با مطالعه نحوه تغییر سرعت انبساط جهان در طی زمان، انرژی تاریک را اندازه‌­گیری کنیم. با مشاهده‌­ی اجرام در فواصل مختلف و اندازه‌­گیری انتقال به سرخ آن‌ها – چقدر طول موج نور آنها با انبساط فضا کشیده شده است – می‌­توانیم دریابیم که جهان از زمانی که آن نور سفر خود را آغاز کرد به چه اندازه منبسط شده است. این روش، در واقع به این صورت بود که دو تیم اولین بار شتاب کیهانی را کشف کردند. آنها انتقال به سرخ ابرنواخترهای نوع 1a مختلف (که فاصله آن‌ها به طور قابل اطمینانی با درخشندگی آنها مرتبط است) را اندازه‌­گیری کردند. یک نوع دیگر از این تکنیک، مشاهده‌­ی اندازه ظاهری اعوجاج‌ها در انبوهی از کهکشان‌­ها در سراسر فضا به نام نوسانات آکوستیکی باریون (BAO) – یکی دیگر از شاخص­‌های قابل­‌ اعتماد فاصله – به عنوان راهی برای ردیابی پیشینه‌­ی انبساط جهان است. تا به امروز، اغلب اندازه­ گیری‌­های w عموماً (در محدوده عدم­‌ قطعیت­‌های شهودی) با مقدار 1 تا 10 درصد مطابقت دارند لذا تعریف ثابت کیهان‌شناختیِ انبساط شتابدار را تایید می­‌کند.

اخیراً تیمی به سرپرستی «ریس» با استفاده از تکنیک ابرنواختر از تلسکوپ فضایی هابل برای کاوش انرژی تاریک تا حدود 10 میلیارد سال گذشته استفاده کردند و هیچ مدرکی دال بر تغییر در آن گذر زمان پیدا نکردند. با این حال، لازم به ذکر است طی دو سال گذشته برخی از نشانه‌های انحراف از پیش­‌بینی‌­های ثابت کیهان‌­شناختی نشان داده شده است. به عنوان مثال، تلفیقی از اندازه‌­گیری‌­های CMB (که درباره‌ی جرم و انرژی کل جهان به ما می­‌گوید) از ماهواره­‌ی پلانک با نتایج حاصل از مطالعات عدسی گرانشی، خبر از w با مقدار منفی‌تر از 1- می­‌دهد. همچنین به نظر می­‌رسید مشاهدات اولین تلسکوپ پانورامیک پیمایشی و سیستم واکنش سریع (Pan-STARRS) و استفاده از بیش از 300 ابرنواختر برای ردیابی انبساط کیهانی، مقدار w را منفی تر از 1- نشان می­‌دهد. در مشاهدات اخیر نوسانات صوتی باریون بر اساس داده­‌های کهکشان­‌های درخشان دوردست موسوم به اختروش­‌ها نشان می­‌دهد که چگالی انرژی تاریک با گذشت زمان افزایش یافته است.

در نهایت، امروزه اختلافی کوچک بین اندازه‌­گیری‌­های محلی نرخ انبساط فضا، در مقایسه با اندازه­‌گیری نرخ اولیه انبساط برآمده از CMB، همچنان می­‌تواند نشانگر انحراف از ثابت کیهان­‌شناختی باشد. هرچند این نتایج جالب­ توجه‌­اند، هنوز هیچٔیک قانع کننده نیستند. داده‌‌های بیشتر در آینده نزدیک ممکن است این مغایرت­‌ها را تشدید کرده یا آن‌ها را به صورت اتفاق تصادفی سیستماتیک نشان دهند. در حال حاضر کار برای دستیابی به پیشرفت 100 برابری در دقت مشخصه­‌های اندازه‌گیری شده­‌ی انرژی تاریک در دهه­‌ی پیش­‌رو در دست انجام است. پروژه­‌های جدیدی مانند «مساحی انرژی تاریک» (DES) در سال 2013 آغاز شد و «تلسکوپ پیمایشی بزرگ سینوپتیک» (LSST) که انتظار می­‌رود در سال 2021 افتتاح شود، اطلاعات بهتری در مورد ساختارهای بزرگ‌­مقیاس در جهان و پیشینه‌­ی انبساط گرد‌آوری می­‌کند. تلسکوپ بزرگ­­‌میدان پیمایشی مادون قرمز ناسا – «تلسکوپ متمرکز بر فیزیک کیهانی» (WFIRST-AFTA) یک تلسکوپ فضایی 2.4 متری است که برنامه‌­ریزی شده است تا در اواسط سال 2020 پرتاب شود و انتظار می‌رود علاوه بر لنزهای گرانشی، ابرنواخترها و BAOهای دوردست را نیز رصد کند. راه‌­اندازی مأموریت فضایی اقلیدسِ آژانس فضایی اروپا در حال حاضر برای سال 2020 برنامه‌­ریزی شده است و از اندازه‌­گیری لنز گرانشی، BAO و  انتقال به سرخ فواصل کهکشانی برای تعیین توزیع سه بعدی خوشه­‌های کهکشانی بهره می­‌گیرد.

در نهایت، ما همچنین می­‌توانیم نظریه­‌های گرانش اصلاح شده را از طریق اندازه­‌گیری­‌های درون منظومه شمسی مورد آزمون قرار دهیم. یکی از روش­‌ها فاصله تا ماه را با چنان دقت حیرت‌­آوری (از طریق بازتاب نور لیزریِ بازتابنده‌­هایی که توسط فضانوردان آپولو بر روی ماه مستقر شده‌اند) اندازه­‌گیری می­‌کند که می‌­تواند انحرافات جزئی از پیش‌­بینی نسبیت عام را تشخیص دهد. علاوه بر این، آزمون­‌های نوآورانه آزمایشگاهی به دنبال مغایرت­‌های جزئی در قوانین فعلی گرانش خواهند بود. سال‌های آتی باید دوره‌­ای کلیدی برای تحقیقات روی انرژی تاریک باشد. ما امیدواریم بتوانیم در پاسخ‌گویی به سوالات حل­‌نشده درباره انبساط شتابدار جهان پیشرفت قابل‌­توجهی داشته باشیم. پاسخ­‌ها هیچ چیز کوتاهی از آینده‌­ی کیهان را نشان نمی­‌دهد.

به اشتراک بگذارید